Radiale Geschwindigkeit ist die Geschwindigkeit eines Gegenstands in der Richtung auf die Gesichtslinie (d. h. seine Geschwindigkeit gerade zu oder weg von einem Beobachter). In der Astronomie bezieht sich radiale Geschwindigkeit meistens auf die spektroskopische radiale Geschwindigkeit. Die spektroskopische radiale Geschwindigkeit ist der radiale Bestandteil der Geschwindigkeit der Quelle an der Emission und des Beobachters bei der Beobachtung, wie bestimmt, durch die Spektroskopie. Astrometric radiale Geschwindigkeit ist die radiale Geschwindigkeit, wie bestimmt, durch astrometric Beobachtungen (zum Beispiel, eine weltliche Änderung in der jährlichen Parallaxe).

Das Licht von einem Gegenstand mit einer wesentlichen radialen Verhältnisgeschwindigkeit an der Emission wird zur Wirkung von Doppler, so die Frequenz der leichten Abnahmen für Gegenstände unterworfen sein, die (Rotverschiebung) und Zunahmen für Gegenstände zurücktraten, die sich (blueshift) näherten.

Die radiale Geschwindigkeit eines Sterns oder anderer entfernter Leuchtgegenstände kann genau durch die Einnahme eines hochauflösenden Spektrums und das Vergleichen der gemessenen Wellenlängen bekannter geisterhafter Linien zu Wellenlängen von Labormaßen gemessen werden. Eine positive radiale Geschwindigkeit zeigt an, dass die Entfernung zwischen den Gegenständen ist oder zunahm; eine negative radiale Geschwindigkeit zeigt an, dass die Entfernung zwischen der Quelle und dem Beobachter ist oder abnahm.

In vielen binären Sternen verursacht die Augenhöhlenbewegung gewöhnlich radiale Geschwindigkeitsschwankungen von mehreren Kilometern pro Sekunde. Da sich die Spektren dieser Sterne wegen der Wirkung von Doppler ändern, werden sie spektroskopische Dualzahlen genannt. Radiale Geschwindigkeit kann verwendet werden, um die Massen der Sterne und einiger Augenhöhlenelemente, wie Seltsamkeit und Halbhauptachse zu schätzen. Dieselbe Methode ist auch verwendet worden, um Planeten um Sterne in der Weise zu entdecken, wie das Maß der Bewegung die Augenhöhlenperiode des Planeten bestimmt, während die resultierende Größe der Versetzung die Berechnung tiefer gebunden eine Masse eines Planeten erlaubt. Radiale Geschwindigkeitsmethoden allein können nur einen gebundenen niedrigeren offenbaren, da ein großer Planet, der in einem sehr hohen Winkel zur Gesichtslinie umkreist, seinen Stern radial nicht weniger als ein viel kleinerer Planet mit einem Augenhöhlenflugzeug auf der Gesichtslinie stören wird. Es ist darauf hingewiesen worden, dass Planeten mit der hohen durch diese Methode berechneten Seltsamkeit tatsächlich Zwei-Planeten-Systeme der kreisförmigen oder nah-kreisförmigen widerhallenden Bahn sein können.

Radiale Geschwindigkeitsvergleich-Tische

Bezüglich:

Für MK-Typ-Sterne mit Planeten in der bewohnbaren Zone

Siehe auch

• Planet von Extrasolar
• Richtige Bewegung
• Spektroskopie von Doppler