Prędkość radialna: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
integracja (autorzy: Piotr Bonifacy Bernard: |
redakcyjne, merytoryczne, WP:SK |
||
Linia 1: | Linia 1: | ||
'''Prędkość radialna''' |
'''Prędkość radialna''' – jedna ze składowych [[prędkość|prędkości]] w [[układ współrzędnych biegunowych|układzie współrzędnych biegunowych]]. Jej wartość równa jest prędkości zmian długości promienia wodzącego, a kierunek – wzdłuż promienia wodzącego |
||
:: <math>\vec{v}_{r}=\frac{dr}{dt}\cdot \hat{r}</math> |
|||
gdzie |
|||
: <math> \hat{r}</math> – [[wersor]] o kierunku radialnym. |
|||
Wektorowa suma prędkości radialnej i prostopadłej do niej [[prędkość transwersalna|prędkości transwersalnej]] jest całkowitą prędkością ciała. |
|||
== W astronomii == |
== W astronomii == |
||
⚫ | |||
⚫ | Prędkość tę można znaleźć analizując [[widmo (spektroskopia)|widmo]] danego obiektu i szukając w nim systematycznych przesunięć linii widmowych spowodowanych [[relatywistyczny efekt Dopplera|efektem Dopplera]]). Prędkość ta, dodatnia w przypadku oddalania się źródła lub ujemna w przypadku jego zbliżania się do obserwatora, jest tym większa, im bardziej przesunięte są linie w kierunku odpowiednio [[długość fali|fal]] dłuższych lub krótszych. |
||
Prędkość [[gwiazda|gwiazdy]] oblicza się z prędkości radialnej i składowej transwersalnej (zwanej w astronomii często niezbyt precyzyjnie prędkością tangencjalną). W celu obliczenia prędkości danej gwiazdy względem innego układu odniesienia, np. Układu Słonecznego lub Galaktyki, należy uwzględnić ruch własny obserwatora względem tego układu. |
|||
⚫ | |||
⚫ | Prędkość tę można znaleźć analizując [[widmo (spektroskopia)|widmo]] danego obiektu i szukając w nim systematycznych przesunięć linii widmowych |
||
Prędkość [[gwiazda|gwiazdy]] oblicza się z prędkości radialnej i składowej transwersalnej z uwzględnieniem ruchu własnego obserwatora. |
|||
W przypadku odległych galaktyk dominującą składową jest składowa radialna. |
W przypadku odległych galaktyk dominującą składową jest składowa radialna. |
||
== Zobacz też == |
== Zobacz też == |
||
* [[Prędkość#Układ współrzędnych biegunowych| |
* [[Prędkość#Układ współrzędnych biegunowych|prędkość w układzie współrzędnych biegunowych]] |
||
* [[ |
* [[prędkość tangencjalna]] |
||
* [[ |
* [[przesunięcie ku czerwieni]] |
||
* [[ |
* [[przesunięcie ku fioletowi]] |
||
{{ |
{{stub}} |
||
[[Kategoria:Mechanika nieba]] |
[[Kategoria:Mechanika nieba]] |
||
Linia 39: | Linia 42: | ||
[[sv:Radialhastighet]] |
[[sv:Radialhastighet]] |
||
[[th:ความเร็วแนวเล็ง]] |
[[th:ความเร็วแนวเล็ง]] |
||
⚫ | |||
[[tr:Dikeyhız]] |
[[tr:Dikeyhız]] |
||
⚫ | |||
[[zh:徑向速度]] |
[[zh:徑向速度]] |
Wersja z 18:41, 29 maj 2009
Prędkość radialna – jedna ze składowych prędkości w układzie współrzędnych biegunowych. Jej wartość równa jest prędkości zmian długości promienia wodzącego, a kierunek – wzdłuż promienia wodzącego
gdzie
- – wersor o kierunku radialnym.
Wektorowa suma prędkości radialnej i prostopadłej do niej prędkości transwersalnej jest całkowitą prędkością ciała.
W astronomii
Środek układu współrzędnych najdogodniej jest ulokować w miejscu, gdzie znajduje się obserwator. Wówczas prędkość radialna będzie składową prędkości ciała niebieskiego mierzoną wzdłuż kierunku – od obserwatora do źródła. Prędkość tę można znaleźć analizując widmo danego obiektu i szukając w nim systematycznych przesunięć linii widmowych spowodowanych efektem Dopplera). Prędkość ta, dodatnia w przypadku oddalania się źródła lub ujemna w przypadku jego zbliżania się do obserwatora, jest tym większa, im bardziej przesunięte są linie w kierunku odpowiednio fal dłuższych lub krótszych.
Prędkość gwiazdy oblicza się z prędkości radialnej i składowej transwersalnej (zwanej w astronomii często niezbyt precyzyjnie prędkością tangencjalną). W celu obliczenia prędkości danej gwiazdy względem innego układu odniesienia, np. Układu Słonecznego lub Galaktyki, należy uwzględnić ruch własny obserwatora względem tego układu. W przypadku odległych galaktyk dominującą składową jest składowa radialna.