Променева швидкість

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Розкладання вектора просторової швидкості (який показано червоним кольором) на його складові: радіальну швидкість (показано зеленим) та поперечну (синім)

Промене́ва шви́дкість (радіальна швидкість) — проекція вектора відносної просторової швидкості об'єкта на промінь зору, який визначено напрямком до об'єкта від спостерігача чи від початку координат. Променева швидкість має знак «+», якщо об'єкт віддаляється від спостерігача, та знак «−», коли об'єкт наближається. Сума векторів променевої та поперечної швидкості визначають вектор просторової швидкості.

Для астрономічних об'єктів променеву швидкість визначають за ефектом Допплера, спостерігаючи зсув окремих ліній у спектрах. Спостереження зорі чи будь-якого іншого об'єкта, що випромінює світло, здійснюють за допомогою спектрографа високої роздільної здатності шляхом порівняння довжини хвилі, що спостерігається, з її лабораторною довжиною. Зсув спектральної лінії в бік коротких хвиль (у «блакитний» бік спектру), свідчить, що джерело рухається до спостерігача, а зсув у бік довгих хвиль («червоний зсув») означає рух від спостерігача. Зсув z характеризується відношенням різниці між довжиною прийнятої хвилі та довжиною лабораторної хвилі:

 z = \frac{\lambda - \lambda_0}{\lambda_0} , де
  •  \lambda_0  — лабораторна довжина хвилі,
  •  \lambda  — довжина хвилі, яку фіксує спостерігач.

У разі невеликих зсувів (z<<1) променеву швидкість Vr визначають за наближеною формулою:

 v_r = cz , де c — швидкість світла.

У випадку значного зсуву (z>0,1) швидкість об'єктів стає порівняною зі швидкістю світла й слід застосовувати релятивістську формулу:

 v_r = c \frac{(1+z)^2-1}{(1+z)^2+1}

Для галактичних об'єктів променеву швидкість визначають щодо Сонячної системи. Для цього з обчисленої величини вираховують рух спостерігача, який для наземного спостерігача має дві складові: рух Землі навколо Сонця (близько 30 км/с) та обертання нашої планети навколо власної осі (швидкість залежить від широти спостерігача). Для позагалактичних об'єктів із невеликими променевими швидкостями враховують також рух Сонця в Галактиці (близько 300 км/с у напрямку апекса).

Зазвичай променеву швидкість вимірюють в одиницях швидкості (здебільшого, у кілометрах на секунду). Втім, для характеристики деяких об'єктів (таких як квазари чи далекі галактики, що віддаляються з релятивістськими швидкостями), часто застосовують безрозмірні одиниці червоного зсуву.

Застосування в астрономії[ред.ред. код]

Варіації променевої швидкості внаслідок орбітального руху дають можливість визначати наявність у віддаленої зорі невидимих супутників чи планет.

Визначення променевої швидкості широко застосовують для вивчення будови космічних тіл та їхніх систем. Наприклад, у системах подвійних зір обертання компонент навколо спільного центру мас спричиняє періодичні зміни променевої швидкості у декілька кілометрів на секунду. Вивчення цих змін надає змогу визначити елементи орбіт та обчислити відносні маси компонент. Таким же чином можна визначити наявність у зорі досить масивних планет.

Див. також[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

Променева швидкість // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 382—384. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.