Prędkość radialna: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
grafika |
|||
Linia 1: | Linia 1: | ||
[[File:Radialgeschwindigkeit.gif|thumb|Samolot, przelatujący nad radarem: wektor prędkości samolotu (czerwony) jest sumą prędkości radialnej (zielona) oraz [[Prędkość tangencjalna|prędkości tangencjalnej]] (niebieska).]] |
|||
'''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 |
'''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> |
:: <math>\vec{v}_{r}=\frac{dr}{dt}\cdot \hat{r}</math> |
Wersja z 23:04, 16 mar 2017
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 (prawo Hubble'a).