重力による時間の遅れ
45,no.6 (1977) pp.512–517; Part II in American Journal of Physics vol.45 no.9 (1977), pp.811–817; Part III in American Journal of Physics vol.45 no.10 (1977), pp.899–902, see parts I, II and III.
↑ Cheng, T.P. (2010). Relativity, Gravitation and Cosmology: A Basic Introduction. Oxford Master Series in Physics. OUP Oxford. p. 72. ISBN 978-0-19-957363-9. https://books.google.com/books?id=Q6p0DgAAQBAJ&pg=PA73 2022年11月7日閲覧。
↑ Hassani, Sadri (2011). From Atoms to Galaxies: A Conceptual Physics Approach to Scientific Awareness. CRC Press. p. 433. ISBN 978-1-4398-0850-4. https://books.google.com/books?id=oypZ_a9pqdsC&pg=PA433 Extract of page 433
↑ Topper, David (2012).
重力作用の時間の遅れを測定するのに使われる共通の方程式はシュワルツシルト解から引き出され、回転しない巨大な円対称(英語版)の軌道を表している。方程式は
t 0 {\displaystyle t_{0}} が巨大な領域(例えば重力場内の深み)に接近する観測者にとっての二つの事象の間の特有の時間である。
t f {\displaystyle t_{f}} は巨大な軌道からの任意の長距離の観測者にとっての事象の間の同等の時間である(これは遙かに離れた観測者が近接した時計がこの速度で時を刻む一方で巨大な領域からの無限の距離の時計が秒ごとに時を刻む同等の体制であるシュワルツシルト時空(英語版)を使っていることを仮定している)。
G {\displaystyle G} は万有引力定数である。
M {\displaystyle M} は重力場を作る軌道の質量である。
r {\displaystyle r} は重力場内の観測者の半径座標である(この座標は軌道の中心からの古典的な距離に類似しているが、実際はシュワルツシルト座標であり、この形式の方程式は r > r s {\displaystyle r>r_{s}} にとっての本当の解決策がある。)。
c {\displaystyle c} は光速である。