ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ
радиальная
скорость (в астрономии), проекция скорости звезды небесного объекта в пространстве
на направление от объекта к наблюдателю, т. е. на луч зрения. При определении
Л. с. используется принцип Доплера (см. Доплера эффект), применимость
к-рого к световым волнам была доказана в 1900 А. А. Белопольским. Согласно
этому принципу, длина волны света, излучаемого или поглощаемого движущимся
телом, увеличивается или уменьшается в зависимости от того, удаляется это
тело от наблюдателя или приближается к нему. Если длину волны, излучаемую
неподвижным по отношению к наблюдателю источником света, обозначить Хо,
а движущимся X, то разность X. - Хо зависит от скорости источника относительно
наблюдателя v в соответствии с формулой, учитывающей эффекты теории
относительности
где с - скорость света. Когда v
много
меньше, чем с, это соотношение приближённо записывается в виде
Т. к. скорость звёзд в нашей Галактике
Лит.: Курс астрофизики и звёздной
не превышает неск. сотен км/сек, при изучении их движений применяется
именно эта приближённая формула. Точная формула используется при изучении
движения скоростей вещества, выбрасываемого звёздами, и в др. случаях.
Л. с. определяют путём измерения разности длин волн линий излучения или
поглощения в спектре небесного объекта и в спектре неподвижного лабораторного
источника света. Для обычных звёздных скоростей смещения линий малы. Так,
для Л. с. 10 км/сек разность Л - Л
А/мм
разница
в положении линий на спектрограмме составляет всего лишь ок. 0,004 мм.
Поэтому
для надёжного измерения Л. с. необходима специально подготовленная аппаратура,
позволяющая свести к минимуму инструментальные и иные ошибки. На ряде обсерваторий
мира, располагающих крупными телескопами, в т. ч. в СССР (на Крымской астрофизич.
обсерватории АН СССР), ведутся многолетние определения Л. с. звёзд. Измерения
Л. с. звёзд в галактиках позволили обнаружить их вращение и определить
кинематич. характеристики вращения галактик, а также нашей Галактики. Периодич.
изменения Л. с. нек-рых звёзд позволяют обнаружить их движение по орбите
в двойных и кратных системах, а когда известны угловые размеры орбиты,
определить её линейные размеры и расстояние до звезды (см. Двойные звёзды).
Иногда
периодич. изменения Л.с. объясняются пульсацией верхних слоев звёзд. В
ряде случаев различие Л. с., определённое по спектральным линиям, образующимся
в разных слоях атмосферы звезды, даёт возможность изучать движение звёздного
вещества. Общность Л. с. группы звёзд позволяет выделять скопления генетически
связанных звёзд, что имеет большое значение для изучения развития звёзд.
О результатах исследований Л. с. удалённых галактик и квазаров, скорости
к-рых составляют заметную долю скорости света, см. в ст. Красное смещение.
астрономии, т. 1, М.- Л., 1951, гл. 18-21. В. Л. Хохлова.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я