ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ

Лучевая скорость - скорость изменения расстояния между объектом и наблюдателем. Метод определения лучевой скорости звёзд, галактик и др. астрономич. объектов основан на использовании эффекта Доплера. Л. с. определяется по смещению линий (излучения или поглощения) в спектре источника или по изменению частоты отражённого сигнала при радиолокации. Если относительное изменение длины волны вследствие эффекта Доплера , то Л. с. связана с ним соотношением: . В случае связь этой величины со скоростью становится более сложной (см. Доплера эффект). В близких к Солнцу окрестностях Галактики звёзды имеют Л. с. примерно от -100 до +240 км/с, скорости наиболее удалённых квазаров приближаются к скорости света. Л. с. звёзд и галактич. облаков газа, вращающихся вокруг центра Галактики, зависит от движения Солнца в Галактике и хаотич. скоростей этих объектов. Зная параметры, характеризующие вращение Галактики, а также Л. с. и координаты звёзд и облаков межзвёздного газа, движущихся по орбитам, близким к круговым, можно определить, на каких расстояниях они от нас находятся. Л. с. галактик также может служить критерием расстояния до них (см. Хаббла закон). Л. с. отдельных излучающих атомов может быть различной, что влияет на профиль спектральных линий, расширяет их. Поэтому анализ профилей линий даёт ценную информацию о движении вещества источника (тепловом, турбулентном или упорядоченном). Напр., широкие профили всех спектр. линий излучения наблюдаются у быстровращающихся звёзд и у звёзд, с поверхности к-рых происходит истечение газа. Определение Л. с. отдельных компонентов кратных звёздных систем (напр., двойных звёзд) или систем галактик позволяет оценить массы этих систем. Знание распределения Л. с. звёзд и газа по диску галактик даёт возможность оценить их массу и плотность (см. Массы небесных тел), (А.В. Засов)