例如，光子，光的“粒子”，被認為是壹個巨大的物體。當它落入黑洞時，它確實會加速到更高的速度。但是，由於光子沒有質量，其行為直觀上並不明顯。
上述“正確定義”受到限制的原因是，光速取決於觀測者的有利位置(參照系)。當我們說光速下降時，我們的意思是相對於黑洞固定的觀察者的距離本質上是無限的。相反，對於自由落入黑洞的觀察者來說，光速，局部測量，並不改變c的標準值。
我們大多數人都聽說過狹義相對論的結果，即在慣性系中，光速對所有觀測者都是壹樣的。廣義相對論的結果不壹樣。在廣義相對論中，光速對於慣性系中的所有觀察者都是壹樣的。
廣義相對論中的局部慣性系是觀測者處於重力自由落體狀態的參考系。有壹種看起來很奇怪的方法，就是觀察者的局部參照系對應壹個很小的扁平時空。只要觀察者把測量範圍限制在壹個足夠小的局部區域，平坦時空的壹個小切線所提供的近似就可以是真實時空的任何好的近似，而真實時空基本上是彎曲的。當然，光速是平坦時空中c的通常值。
舉個例子，壹個人在地球軌道上有壹個封閉的實驗室，他在這個實驗室做壹個測量光速的實驗，他會得到普遍公布的C值。所有這樣的觀察者將得到相同的c值。
但如果在測速過程中，光所行進的距離過大，參照系與“平面”的偏差就會變得明顯。換句話說，引力效應將開始變得明顯。
所以引力場中光速不恒定是絕對正確的【根據等效原理，引力場也適用於加速(非慣性)參考系】。如果不是，恒星的引力場就不會使光線發生彎曲。我們可以做壹個簡單的惠更斯波前重建。考慮到波前以不同的速度(光速的變化)在離恒星不同的距離上傳播，得到了恒星對光的偏轉。其實愛因斯坦是這樣計算的:特別是在1911這壹年，物理學年鑒《引力對光傳播的影響》第35卷。
這比廣義相對論的正式發展早了四年左右。這比廣義相對論的正式發展早了四年左右。這篇論文有許多英文版本。妳可以在多佛出版的《相對論原理》壹書第99頁找到壹個。在那篇論文的第三部分，妳會發現愛因斯坦對引力勢中光速(變量)的推導，方程(3)，結果是c' = c0 (1+V/C 2)，其中V是引力勢相對於光速c0的測量點。妳可以在書中找到壹個更復雜的結果，這個結果後來被愛因斯坦從整個弱場近似的廣義理論中推導出來:相對論的意義，作者是愛因斯坦，普林斯頓大學出版社(1955)。參見第92-93頁，方程(107)。
這本書很容易買到，應該在妳們大學的圖書館裏。關於這壹點的非數學討論可以從以下幾個方面找到:彼得·g·伯格曼，查爾斯·斯克裏布納之子，紐約(1987)。請參考第65-66頁，尤其是第66頁的第壹個完整段落。在這裏，伯格曼把恒星引力場引起的光的偏轉作為引力場中光速下降的證據。
光速在引力場中不是常數，而是取決於觀察者的參照系。自由落體中任何地方的觀察者將測量c的傳統值(局部)。離場源足夠遠的觀察者也會得出同樣的結論，光速是C(局部)。但遠離光源的觀察者也會得出結論，當光源靠近時，光源附近的光速會降低。
1.WJ百科全書
2.天文術語
3.物理鏈接-沃倫·戴維斯-喬·托馬斯
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