光谱线的引力红移

广义相对论指出，在强引力场中时钟要走得慢些，因此从巨大质量的星体表面发射到地球上的光线，会向光谱的红端移动。爱因斯坦 1911

年在《引力对光传播的影响》一文中就讨论了这个问题。他以Φ表示太阳表面与地球之间的引力势差，v0、v 分别表示光线在太阳表面和到达地

球时的频率，得：

(v 0 − v) / v = −Φ / c² = 2×10⁻⁶ ．

爱因斯坦指出，这一结果与法布里（C.Fabry）等人的观测相符，而法布里当时原来还以为是其它原因的影响。

1925 年，美国威尔逊山天文台的亚当斯（W.S.Adams）观测了天狼星的伴星天狼 A。这颗伴星是所谓的白矮星，其密度比铂大二千倍。观测它发出的谱线，得到的频移与广义相对论的预期基本相符。

1958 年，穆斯堡尔效应得到发现。用这个效应可以测到分辨率极高的γ射线共振吸收。1959 年，庞德（R.V.Pound）和雷布卡（G.Rebka） 首先提出了运用穆斯堡尔效应检测引力频移的方案。接着，他们成功地进行了实验，得到的结果与理论值相差约百分之五。

用原子钟测引力频移也能得到很好的结果。1971 年，海菲勒

（J.C.Hafele）和凯丁（R.E.Keating）用几台铯原子钟比较不同高度的计时率，其中有一台置于地面作为参考钟，另外几台由民航机携带登空， 在 1 万米高空沿赤道环绕地球飞行。实验结果与理论预期值在 10%内相符。1980 年魏索特（R.F.C.Vessot）等人用氢原子钟做实验。他们把氢原子钟用火箭发射至一万公里太空，得到的结果与理论值相差只有±7× 10-5。