Radialinis greitis: Skirtumas tarp puslapio versijų
Ištrintas turinys Pridėtas turinys
SNėra keitimo santraukos |
|||
Eilutė 1:
{{Šaltiniai|nuo=2020 m. lapkričio|neturi_nuo=2007 m. rugpjūčio}}
'''Radialinis greitis'''
[[Vaizdas:PolarVelocities.png|right|thumb]]
Eilutė 8:
<math>v_r=\vec{v}\cdot\vec{e}_r</math>,
kur <math>\vec{e}_r=\frac{\vec{r}}{\left|\vec{r}\right|}</math>
Pilnas greitis susidėtų iš radialinės <math>v_r</math> ir tangentinės <math>v_{\phi}</math> greičių komponenčių:
Eilutė 20:
Pagal sutarimą, jei taškas A artėja, <math>v_r<0</math>, jei tolsta, <math>v_r>0</math>.
Astronomijoje dėl [[Doplerio reiškinys|Doplerio reiškinio]] tolstančio objekto spinduliuojamos šviesos [[bangos ilgis]] pasislinks į [[Raudonasis poslinkis|raudonąją pusę]], jei objektas artės
Tolimojo dangaus objekto radialinis greitis nustatomas iš aukštos skiriamosios gebos [[spektras|spektrų]], lyginant pasirinktos matuojamos linijos bangos ilgį su tos pačios linijos bangos ilgiu, gautu laboratorinėmis sąlygomis (tai yra <math>v_r=0</math>).
Eilutė 26:
Daugelyje [[Dvinarė žvaigždė|dvinarių žvaigždžių]] judėjimas orbita sukelia radialinio greičio kitimus iki kelių kilometrų per sekundę. Kadangi tokių žvaigždžių spektrai kinta dėl Doplerio efekto, jos yra vadinamos [[Spektroskopinė dvinarė žvaigždė|spektroskopinėmis dvinarėmis žvaigždėmis]].
Radialinio greičio kitimo analizė leidžia įvertinti dvinarių žvaigždžių mases ir kai kuriuos [[orbitos elementai|orbitų elementus]], pavyzdžiui, [[ekscentricitetas]] ir [[didžioji pusašė]]. Tuo pat būdu galima aptikti ir [[planeta]]s prie kitų žvaigždžių. Tačiau iš radialinių greičių analizės mes galime nustatyti tik apatinę planetos masės ribą, kadangi didelės masės planetos, kurių orbitos smarkiai pasvirusios regėjimo spindulio atžvilgiu radialinio greičio kitimo amplitudė bus mažesnė
[[Kategorija:Mechanika]]
| |||