Wersja z 18:41, 29 maj 2009 edytuj Mpfiz (dyskusja \| edycje) Redaktorzy, Administratorzy 38 740 edycji redakcyjne, merytoryczne, WP:SK ← poprzednia edycja		Wersja z 10:03, 30 maj 2009 edytuj anuluj edycję ArchCarrier (dyskusja \| edycje) Redaktorzy 1677 edycji m →‎W astronomii: drobne redakcyjne następna edycja →
Linia 7: == W astronomii == Środek układu współrzędnych najdogodniej jest ulokować w miejscu, gdzie znajduje się obserwator. Wówczas prędkość radialna będzie składową 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\|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. W przypadku odległych galaktyk dominującą składową jest składowa radialna ([[prawo Hubble'a]]). == Zobacz też ==

Prędkość radialna: Różnice pomiędzy wersjami