Променева швидкість , радіальна швидкість (у астрономії), проекція швидкості зірки небесного об'єкту в просторі на напрям від об'єкту до спостерігача, тобто на промінь зору. При визначенні Л. с. використовується принцип Доплера (дивися Доплера ефект ), застосовність якого до світлових хвиль була доведена в 1900 А. А. Белопольським . Згідно з цим принципом, довжина хвилі світла, що випромінюється або поглинається рухомим тілом, збільшується або зменшується залежно від того, віддаляється це тіло від спостерігача або наближається до нього. Якщо довжину хвилі, що випромінюється нерухомим по відношенню до спостерігача джерелом світла, позначити l 0 , а рухомим l, то різниця l — l 0 залежить від швидкості джерела відносно спостерігача u у відповідності з формулою, що враховує ефекти теорії відносності
де з , — швидкість світла. Коли u багато менше, ніж з , це співвідношення приблизно записується у вигляді
Оскільки швидкість зірок в нашій Галактиці не перевищує декількох сотень км/сек , при вивченні їх рухів застосовується саме ця наближена формула. Точна формула використовується при вивченні руху швидкостей речовини, що викидається зірками, і в інших випадках. Л. с. визначають шляхом виміру різниці довжин хвиль ліній випромінювання або поглинання в спектрі небесного об'єкту і в спектрі нерухомого лабораторного джерела світла. Для звичайних зоряних швидкостей зсуву ліній малі. Так, для Л. с. 10 км/сек різниця l — l 0 для l 0 = 4500 складає 0,15 . При дисперсії використовуваного спектрографа 40 /мм різниця в положенні ліній на спектрограмі складає всього лише близько 0,004 мм. Тому для надійного виміру Л. с. необхідна спеціально підготовлена апаратура, що дозволяє звести до мінімуму інструментальні і інші помилки. На ряду обсерваторій світу, що мають в своєму розпорядженні крупні телескопи, у тому числі в СРСР (на Кримській астрофізичній обсерваторії АН(Академія наук) СРСР), ведуться багатолітні визначення Л. с. зірок. Виміри Л. с. зірок в галактиках дозволили виявити їх обертання і визначити кінематичні характеристики обертання галактик, а також нашої Галактики. Періодичні зміни Л. с. деяких зірок дозволяють виявити їх рух по орбіті в подвійних і кратних системах, а коли відомі кутові розміри орбіти, визначити її лінійні розміри і відстань до зірки (дивися Подвійні зірки ). Інколи періодичні зміни Л. с. пояснюються пульсацією верхніх шарів зірок. У ряді випадків відмінність Л. с., визначене по спектральних лініях, що утворюються в різних шарах атмосфери зірки, дає можливість вивчати рух зоряної речовини. Спільність Л. с. групи зірок дозволяє виділяти скупчення генетично зв'язаних зірок, що має велике значення для вивчення розвитку зірок. Про результати досліджень Л. с. видалених галактик і квазарів, швидкості яких складають помітну долю швидкості світла, дивися в статті Червоний зсув .
Літ.: Курс астрофізики і зоряної астрономії, т. 1, М. — Л., 1951, гл.(глав) 18—21.
