Selain gerak karena paralaks tahunan, banyak bintang tampaknya bergerak perlahan ke arah yang tidak tidak berubah dengan waktu. Efek ini disebabkan oleh relatif gerak Matahari dan bintang-bintang di angkasa; ini adalah disebut gerak. Munculnya langit dan bentuk dari rasi bintang yang terus-menerus, meskipun sangat lambat, diubah oleh gerakan yang tepat dari bintang (Gbr. 2.25).Kecepatan bintang terhadap Matahari dapat dibagi menjadi dua komponen (Gbr. 2.26), salah satunya diarahkan sepanjang garis pandang (komponen radial atau kecepatan radial), dan tegak lurus lain untuk itu (komponen tangensial). Hasil kecepatan tangensial dalam gerak, yang dapat diukur dengan mengambil piring dengan interval beberapa tahun atau dekade. Gerak diri memiliki dua komponen, satu memberikan perubahan deklinasi dan lainnya, dalam kenaikan yang tepat, cos . Koefisien cos digunakan untuk memperbaiki skala kenaikan kanan: lingkaran jam (lingkaran besar dengan = konstan) saling mendekati ke arah kutub, sehingga koordinat perbedaan harus dikalikan dengan cos untuk mendapatkan pemisahan sudut yang benar.Gerak diri terbesar yang dikenal milik Barnard Star, yang bergerak di langit dengan kecepatan besar 10,3 detik busur per tahun. Perlu kurang dari 200 tahun untuk melakukan perjalanan diameter bulan purnama.Untuk mengukur gerakan yang tepat, kita harus mengamati bintang selama beberapa dekade. Komponen radial, di sisi lain, ini mudah diperoleh dari pengamatan tunggal, berkat efek Doppler. Oleh efek Doppler kita berarti perubahan frekuensi dan panjang gelombang radiasi karena kecepatan radial dari sumber radiasi. Efek yang sama dapat diamati, misalnya, dalam suara ambulans, lapangan menjadi lebih tinggi ketika ambulans mendekati dan lebih rendah ketika surut.Rumus untuk efek Doppler untuk kecepatan kecil dapat diturunkan seperti pada Gambar. 2.27. Sumber radiasi mentransmisikan gelombang elektromagnetik, periode satu siklus menjadi T. Dalam waktu T, radiasi mendekati pengamat dengan jarak s = cT, di mana c adalah kecepatan propagasi. Selama waktu yang sama, sumber bergerak sehubungan dengan pengamat yang s jarak? = VT, di mana v adalah kecepatan sumber, positif untuk sumber surut dan negatif untuk mendekati satu. Kami menemukan bahwa panjang satu siklus, panjang gelombang, sama denganJika sumber yang saat istirahat, panjang gelombang radiasi yang akan 0 = cT. Gerakan sumber perubahan panjang gelombang dengan jumlah

Dalam astronomi efek Doppler dapat dilihat pada spektrum bintang, di mana garis spektrum sering mengungsi ke arah biru (panjang gelombang lebih pendek) atau merah (panjang gelombang lebih panjang) akhir spektrum. Sebuah Blueshift berarti bahwa bintang mendekat, sementara pergeseran merah yang menunjukkan bahwa itu surut. Perpindahan karena efek Doppler biasanya sangat kecil. Untuk mengukur mereka, spektrum referensi terkena pada pelat sebelah spektrum bintang. Pelat fotografi Sekarang CCD-kamera telah diganti, eksposur kalibrasi terpisah dari spektrum referensi yang diambil untuk menentukan skala panjang gelombang. Garis-garis di spektrum referensi diproduksi oleh sumber cahaya saat istirahat di laboratorium. Jika spektrum referensi berisi beberapa baris yang ditemukan juga dalam spektrum bintang, perpindahan dapat diukur. Perpindahan dari garis spektrum memberikan kecepatan radial vr bintang, dan gerak dapat diukur dari pelat fotografi atau gambar CCD. Untuk menemukan kecepatan vt tangensial, kita harus mengetahui jarak r, diperoleh dari misalnya kecepatan measurements.Tangential paralaks dan gerak terkait dengan

Hukum Hubble (Gbr. 19.4). Pada akhir tahun 1920-an, Hubble menemukan bahwa garis spektrum galaksi yang bergeser ke arah merah dengan jumlah yang sebanding dengan jarak mereka. Jika pergeseran merah adalah karena efek Doppler, ini berarti bahwa galaksi menjauh dari satu sama lain dengan kecepatan sebanding dengan perpisahan mereka, i. e. bahwa alam semesta berkembang secara keseluruhan.

yang merupakan bentuk hukum Hubble yang paling umum digunakan. Untuk satu set diamati "lilin standar", i. e. galaksi yang besaran absolut yang dekat dengan beberapa berarti M0, hukum Hubble sesuai dengan hubungan linear antara magnitudo tampak m dan logaritma dari pergeseran merah itu, lg z. Hal ini karena sebuah galaksi pada jarak r memiliki magnitudo tampak m = M0 + 5 lg (r / 10 pc), dan karenanya hasil hukum Hubble

di mana konstanta C tergantung pada H dan M0. Lilin standar sesuai adalah e. g. galaksi paling terang di cluster dan galaksi Sc dari kelas luminositas dikenal. Beberapa metode lain dari penentuan jarak galaksi dibahas di Sect. 18.2. Baru-baru ini, ketik Ia supernova (Bag. 13.3) di galaksi yang jauh telah digunakan untuk menentukan jarak ke pergeseran merah z = 1, di mana penyimpangan dari hukum Hubble sudah terdeteksi. Jika alam semesta berkembang, galaksi dulunya lebih dekat satu sama lain. Jika tingkat ekspansi telah berubah, kebalikan dari konstanta Hubble, T = H-1, akan mewakili usia alam semesta. Jika ekspansi secara bertahap melambat, konstanta Hubble terbalik memberikan batas atas usia alam semesta (Gbr. 19.4). Menurut perkiraan ini, 60 km s-1 Mpc-1