Лучевая скорость

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. С. Используется принцип Доплера (смотри Доплера эффект), применимость которого к световым волнам была доказана в 1900 А. А. Белопольским (См. Белопольский). 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 λ0, а движущимся λ, то разность λ — λ0 зависит от скорости источника относительно наблюдателя υ в соответствии с формулой, учитывающей эффекты теории относительности где с — скорость света.

Когда υ много меньше, чем с, это соотношение приближённо записывается в виде Так как скорость звёзд в нашей Галактике не превышает нескольких сотен км/сек, при изучении их движений применяется именно эта приближённая формула. Точная формула используется при изучении движения скоростей вещества, выбрасываемого звёздами, и в других 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 λ — λ0 для λ0 = 4500 Å составляет 0,15 Å. При дисперсии используемого спектрографа 40 Å/мм разница в положении линий на спектрограмме составляет всего лишь около 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 том числе в СССР (на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР), ведутся многолетние определения Л. С. Звёзд. Измерения Л. С. Звёзд в галактиках позволили обнаружить их вращение и определить кинематические характеристики вращения галактик, а также нашей Галактики. Периодические изменения Л. С. Некоторых 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 (смотри Двойные звёзды). Иногда периодические 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 которых составляют заметную долю скорости света, смотри в статье Красное смещение. Лит. Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 1, М. — Л., 1951, гл. 18—21. В. Л. Хохлова..