|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Лучевая скорость | Лучевая скорость (далее Л), радиальная скорость (в астрономии), проекция скорости звезды небесного объекта в пространстве на направление от объекта к наблюдателю, то есть на луч зрения. При определении Л используется принцип Доплера (смотри Доплера эффект), применимость которого 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 l0, а движущимся l, то разность l — l0 зависит от скорости источника относительно наблюдателя u в соответствии с формулой, учитывающей эффекты теории относительности
где с — скорость света. Когда u много меньше, чем с, это соотношение приближенно записывается в виде
Так как скорость звезд в нашей Галактике не превышает нескольких сотен км/сек, при изучении их движений применяется именно эта приближенная формула. Точная формула используется при изучении движения скоростей вещества, выбрасываемого звездами, и в других случаях. Л определяют путем измерения разности длин волн линий излучения или поглощения в спектре небесного объекта и в спектре неподвижного лабораторного источника света. Для обычных звездных скоростей смещения линий малы. Так, для Л 10 км/сек разность l — l0 для l0 = 4500  составляет 0,15  . При дисперсии используемого спектрографа 40  /мм разница в положении линий на спектрограмме составляет всего лишь около 0,004 мм. Поэтому для надежного измерения Л необходима специально подготовленная аппаратура, позволяющая свести к минимуму инструментальные и иные ошибки. На ряде обсерваторий мира, располагающих крупными телескопами, в том числе в СССР (на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР), ведутся многолетние определения Л звезд. Измерения Л звезд в галактиках позволили обнаружить их вращение и определить кинематические характеристики вращения галактик, а также нашей Галактики. Периодические изменения Л некоторых звезд позволяют обнаружить их движение по орбите в двойных и кратных системах, а когда известны угловые размеры орбиты, определить ее линейные размеры и расстояние до звезды (смотри Двойные звезды). Иногда периодические изменения Л объясняются пульсацией верхних слоев звезд. В ряде случаев различие Л, определенное по спектральным линиям, образующимся в разных слоях атмосферы звезды, дает возможность изучать движение звездного вещества. Общность Л группы звезд позволяет выделять скопления генетически связанных звезд, что имеет большое значение для изучения развития звезд. О результатах исследований Л удаленных галактик и квазаров, скорости которых составляют заметную долю скорости света, смотри в статье Красное смещение.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 1, М. — Л., 1951, гл. 18—21.
В. Л. Хохлова. |
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
|
|
Новости 23.02.2025 10:01:42
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
