Prędkość radialna: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
m r2.7.1) (robot dodaje: no:Radialhastighet |
m r2.6.4) (Robot poprawił lb:Radialvitesse |
||
Linia 34: | Linia 34: | ||
[[id:Kecepatan radial]] |
[[id:Kecepatan radial]] |
||
[[it:Velocità radiale]] |
[[it:Velocità radiale]] |
||
[[lb: |
[[lb:Radialvitesse]] |
||
[[lt:Radialinis greitis]] |
[[lt:Radialinis greitis]] |
||
[[hu:Radiális sebesség]] |
[[hu:Radiális sebesség]] |
Wersja z 18:36, 30 wrz 2011
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).