赤方偏移
天体の中心から距離rの地点で波長 λ e m {\displaystyle \lambda _{\mathrm {em} }} の光が放射され、遠く離れた地点において、その光の波長が λ r e c {\displaystyle \lambda _{\mathrm {rec} }} と観測されたとすると、
λ e m = − g t t λ r e c = 1 − 2 G M c 2 r λ r e c {\displaystyle \lambda _{\mathrm {em} }={\sqrt {-g_{tt}}}\lambda _{\mathrm {rec} }={\sqrt {1-{\frac {2GM}{c^{2}r}}}}\lambda _{\mathrm {rec} }}
この λ e m {\displaystyle \lambda _{\mathrm {em} }} を、赤方偏移zの定義、
z = λ r e c − λ e m λ e m {\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {rec} }-\lambda _{\mathrm {em} }}{\lambda _{\mathrm {em} }}}}
に代入すると、zの式は λ r e c {\displaystyle \lambda _{\mathrm {rec} }} の式となる。すなわち、zの理論上の値が、観測値 λ r e c {\displaystyle \lambda _{\mathrm {rec} }} から計算できる。
1984年、宇宙科学研究所(ISAS)のX線観測衛星 てんま が、中性子星の強い重力による重力赤方偏移を世界で初めて捉えたと報じた。