De hecho, las velocidades radiales relativas citadas para las estrellas no suelen separar ese componente que es contribuido por un desplazamiento de la Relatividad General causado por la dilatación del tiempo en el potencial de la estrella.
El tamaño de este desplazamiento de la RG, en términos de una velocidad Doppler equivalente, se da aproximadamente por $GM/Rc$, donde $M$ y $R$ son la masa y el radio estelar.
Poniendo esto en "unidades solares", el desplazamiento de velocidad de la RG es $$ V_{\rm GR} \simeq 0.6 \left(\frac{M}{M_\odot}\right)\left(\frac{R}{R_\odot}\right)^{-1}\ {\rm km/s}\ .$$
En principio, se podría corregir las velocidades radiales por este desplazamiento, pero en la práctica, las masas y radios de la mayoría de las estrellas no se conocen. En una coincidencia afortunada, las masas y los radios de las estrellas de secuencia principal están correlacionados ($R \propto M^\alpha$, con $\alpha \simeq 1$) por lo que el tamaño del desplazamiento no varía mucho a lo largo de la secuencia principal. Sin embargo, las estrellas gigantes deberían tener un desplazamiento mucho menor ($\leq 0.1$ km/s). Los "errores" en el nivel de cientos de m/s no hacen mucha diferencia en la mayoría de los trabajos de dinámica estelar porque (a) eso está o por debajo de los límites de precisión en la mayoría de la espectroscopia y (b) las dispersiones de velocidad de las estrellas en la Galaxia se miden en el rango de 10-100 km/s.
La medición de las masas y los radios de las estrellas es un tema amplio y complejo. Los radios pueden medirse en sistemas binarios eclipsantes o mediante el uso de interferómetros para estrellas con grandes radios angulares. Las estimaciones de masa también provienen de sistemas binarios. Estas medidas luego se pueden utilizar para calibrar relaciones secundarias con luminosidades y temperaturas.
