лучевая скорость

ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ астрономического объекта - составляющая его пространственной скорости вдоль луча зрения (скорость изменения расстояния между объектом и наблюдателем). Оценки Л. с. служат важнейшим источником информации о физ. и кинематич. характеристиках астр. объектов и их систем, а в случае достаточно удалённых галактик - и о расстояниях до них (см. Расстояний шкала в астрономии).

Измерение Л. с. в астрономии опирается почти исключительно на Доплера эффект ,связывающий значение v_r с характеристикой спектра объекта - параметром смещения , где - длина волны к--л. детали спектра (обычно узкой линии) в системе отсчёта наблюдателя, - длина волны этой детали в системе отсчёта источника. При (с - скорость света) справедливо линейное соотношение . В общем случае зависимость от имеет более сложный вид (см. Красное смещение).

В принципе возможно восстановление распределения пространственных скоростей объектов по заданному распределению их Л. с. при условии, что первое распределение, даже будучи неизотропным, сохраняет свой вид в разл. точках пространства (В. А. Амбар-цумян, 1935). На практике это применимо лишь к окрестности Солнца в Галактике. Л. с. ближайших к Солнцу звёзд составляют десятки км/с, они обусловлены хаотич. движением звёзд относительно систематич. (среднего) движения - дифференц. вращения Галактики (на расстоянии Солнца от центра Галактики скорость вращения км/с). По контурам линий в спектрах звёзд, зависящим от лучевых скоростей атомов, удаётся рассчитать также (при соответствующих предположениях) полную скорость теплового и турбулентного движений атомов в звёздных атмосферах и сделать вывод о возможных упорядоченных движениях (напр., истечении вещества или круговом движении в газовом диске). Осевое вращение звёзд вызывает характерное "тарелкообразное" уши-рение спектральных линий (Г. А. Шайн, О. Струве, 1929); измеренная на основании этого эффекта экваториальная скорость вращения звёзд достигает = 400 км/с.

В интегральных спектрах звёздных систем (шаровых звездных скоплений, центральных областей галактик и др.) ширина линий определяется дисперсией скоростей звёзд вдоль луча зрения. Знание дисперсии скоростей в изолированных системах позволяет на основании вириала теоремы, оценить массу систем (А. Эйнштейн, 1921). Анализируя изменения Л. с. по видимым в проекции дискам галактик, можно определить характеристики вращения галактик и тем самым - радиальное распределение массы в них. Аналогичным образом, путём анализа эмиссионного спектра отд. участков объекта, изучается кинематика газовых туманностей.

Согласно Хаббла закону (1929), смещение z линий в спектрах достаточно удалённых галактик связано с расстоянием до них D соотношением , где км/(с*Мпк) - параметр Хаббла. Механизм этого т. н. красного смещения связывают с эффектом Доплера. При этом из ф-лы Хаббла следует линейное соотношение между Л. с. и расстоянием до галактики: , интерпретируемое в рамках нестационарной космология, модели (А. А. Фридман, 1922) как локальное следствие общего расширения Вселенной (см. Космология). В. Ю. Теребиж.

   <<      Предметный указатель      >>