Prędkość radialna: Różnice pomiędzy wersjami

Dodane 412 bajtów ,  12 lat temu
redakcyjne, merytoryczne, WP:SK
(integracja (autorzy: Piotr Bonifacy Bernard:)
(redakcyjne, merytoryczne, WP:SK)
'''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. Wektorowa suma prędkości radialnej i prostopadłej do niej prędkości transwersalnej (tangencjalnej) jest całkowitą prędkością ciała.
:: <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 ==
Środek układu współrzędnych najdogodniej jest ulokować w miejscu, gdzie znajduje się obserwator. Wówczas prędkość radialna będzie składową [[prędkość|prędkości]] [[ciało niebieskie|ciała niebieskiego]] mierzoną wzdłuż kierunku - od obserwatora do źródła.
Prędkość tę można znaleźć analizując [[widmo (spektroskopia)|widmo]] danego obiektu i szukając w nim systematycznych przesunięć linii widmowych (spowodowanych [[relatywistyczny efekt Dopplera|efektefektem 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.
Środek układu współrzędnych najdogodniej jest ulokować w miejscu, gdzie znajduje się obserwator. Wówczas prędkość radialna będzie składową [[prędkość|prędkości]] [[ciało niebieskie|ciała niebieskiego]] mierzoną wzdłuż kierunku - od obserwatora do źródła.
Prędkość tę można znaleźć analizując [[widmo (spektroskopia)|widmo]] danego obiektu i szukając w nim systematycznych przesunięć linii widmowych ([[relatywistyczny efekt Dopplera|efekt 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 z uwzględnieniem ruchu własnego obserwatora.
 
W przypadku odległych galaktyk dominującą składową jest składowa radialna.
 
== Zobacz też ==
* [[Prędkość#Układ współrzędnych biegunowych|Prędkośćprędkość w układzie współrzędnych biegunowych]]
* [[Prędkośćprędkość tangencjalna]]
* [[Przesunięcieprzesunięcie ku czerwieni]]
* [[Przesunięcieprzesunięcie ku fioletowi]]
 
{{Astronomia stub}}
 
[[Kategoria:Mechanika nieba]]
[[sv:Radialhastighet]]
[[th:ความเร็วแนวเล็ง]]
[[vi:Vận tốc xuyên tâm]]
[[tr:Dikeyhız]]
[[vi:Vận tốc xuyên tâm]]
[[zh:徑向速度]]