Лучевая скорость

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. 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 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 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 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.