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
vr 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.
|
|
 |
