En astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel.La vitesse radiale est trouvée en mesurant la largeur doppler des lignes spectrales d’un objet.

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  • En astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel.La vitesse radiale est trouvée en mesurant la largeur doppler des lignes spectrales d’un objet. Plus les vitesses radiales mesurées sont nombreuses, plus leur dispersion est connue avec précision. La dispersion des vitesses centrale fait référence au σ des régions intérieures d’un objet étendu, comme une galaxie ou un amas.La relation prend diverses formes en astronomie selon les objets observées. Ainsi, la Relation M-sigma décrit la dispersion des vitesses dans le Bulbe galactique, la Relation de Faber-Jackson concerne les galaxies elliptiques, et la Loi de Tully-Fisher les galaxies spirales. Par exemple, la valeur de σ ainsi trouvée pour les objets proches du Trou noir supermassif de la Voie lactée est d’environ 75 km/s. La Galaxie d'Andromède héberge quant à elle un trou noir super massif 10 fois plus grand que le nôtre, et dans son bulbe galactique, σ ≈ 160 km/s.Les groupes ou amas de galaxies ont un intervalle de dispersions de vitesse encore plus large que ceux des plus petits objets. Par exemple, au sein du Groupe local (le petit groupe auquel appartient notre galaxie), σ = 61±8 km/s. En revanche, la plupart des grands amas de galaxies, comme l’Amas de la Chevelure de Bérénice, ont un σ d’environ 1000 km/s. Les galaxies elliptiques naines à l’intérieur de cet amas ont leur propre dispersion des vitesses, typiquement telle que σ ≲ 80 km/s. En comparaison, les galaxies elliptiques normales possèdent un σ d’environ 200 km/s.
  • 천문학에서 속도 분산(σ)은 산개성단, 구상성단, 은하, 은하단, 초은하단 같은 무리 지어진 천체의 평균속도에 대한 통계적 분산이다. 이들의 시선속도를 측정함으로 그 무리의 속도 분산을 추정할 수 있고 비리얼 정리로부터 그 무리의 질량을 알아낸다. 시선속도는 천체에서 구한 스펙트럼 선의 도플러 확장을 측정함으로 알아낼 수 있다. 중심 속도 분산은 은하나 성단 같은 전체의 내부 지역의 속도 분산을 나타낸다.질량과 속도 분산 관계는 관측되는 천체를 토대로 천문학에서 몇 가지 형태를 가진다. 예를 들어 M-σ 관계는 블랙홀 주변을 돌고 있는 물질로, 페이버-잭슨 관계는 타원은하로, 툴리-피셔 관계는 나선은하로 알아냈다. 이를 테면 우리은하의 초대질량블랙홀에 대한 천체의 속도 분산은 약 75 km/s이고, 우리은하보다 약 10배큰 초대질량블랙홀을 가지고있는 안드로메다은하(M31)의 속도 분산은 약 160 km/s이다.은하단은 작은 천체보다 속도 분산 범위가 넓다. 예를 들어 소규모 그룹인 우리 국부 은하군의 속도 분산은 61±8 km/s인 반면 코마은하단(머리털자리 은하단) 같은 풍부한 은하단의 속도 분산은 약 1000 km/s이다. 코마은하단에 속한 왜소 타원 은하에서는 별들이 일반적으로 속도 분산이 ≲ 80 km/s이다. 보통 타원은하의 속도 분산은 평균적으로 200 km/s정도를 가진다.나선은하에서 종족1별의 속도 분산의 증가는 각각의 별과 태양질량의 10만배 이상의 성간 가스와 먼지구름 사이의 임의의 운동량 변화인 동마찰의 결과와 같은 점차적인 과정이다. 위에서 바라본 나선 은하의 중심 속도 분산은 ≲ 90 km/s이다.
  • In astronomy, the velocity dispersion (σ) is the statistical dispersion of velocities about the mean velocity for a group of objects, such as an open cluster, globular cluster, galaxy, galaxy cluster, or supercluster. By measuring the radial velocities of its members, the velocity dispersion of a cluster can be estimated and used to derive the cluster's mass from the virial theorem. Radial velocity is found by measuring the Doppler width of spectral lines of a collection of objects. The more radial velocities one measures, the more accurately one knows their dispersion. A central velocity dispersion refers to the σ of the interior regions of an extended object, such as a galaxy or cluster.This relationship takes several forms in astronomy based on the object(s) being observed. For instance, the M-σ relation was found for material circling black holes, the Faber-Jackson relation for elliptical galaxies, and the Tully-Fisher relation for spiral galaxies. For example, the σ found for objects about the Milky Way's supermassive black hole (SMBH) is about 75 km/s. The Andromeda Galaxy (Messier 31) hosts a SMBH about 10 times larger than our own, and has a σ ≈ 160 km/s.Groups and clusters of galaxies have a wider range of velocity dispersions than smaller objects. For example, our own poor group, the Local Group, has a σ = 61±8 km/s. But rich clusters of galaxies, such as the Coma Cluster, have a σ ≈ 1,000 km/s. The dwarf elliptical galaxies in Coma have their own, internal, velocity dispersion for their stars, which is a σ ≲ 80 km/s, typically. Normal elliptical galaxies, by comparison, have an average σ ≈ 200 km/s.For spiral galaxies, the increase in velocity dispersion in population I stars is a gradual process which likely results from the random momentum exchanges, known as dynamical friction, between individual stars and large interstellar gas and dust clouds with masses ≳ 105 M☉. Face-on spiral galaxies have a central σ ≲ 90 km/s; slightly more if viewed edge-on.
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  • En astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel.La vitesse radiale est trouvée en mesurant la largeur doppler des lignes spectrales d’un objet.
  • In astronomy, the velocity dispersion (σ) is the statistical dispersion of velocities about the mean velocity for a group of objects, such as an open cluster, globular cluster, galaxy, galaxy cluster, or supercluster. By measuring the radial velocities of its members, the velocity dispersion of a cluster can be estimated and used to derive the cluster's mass from the virial theorem. Radial velocity is found by measuring the Doppler width of spectral lines of a collection of objects.
  • 천문학에서 속도 분산(σ)은 산개성단, 구상성단, 은하, 은하단, 초은하단 같은 무리 지어진 천체의 평균속도에 대한 통계적 분산이다. 이들의 시선속도를 측정함으로 그 무리의 속도 분산을 추정할 수 있고 비리얼 정리로부터 그 무리의 질량을 알아낸다. 시선속도는 천체에서 구한 스펙트럼 선의 도플러 확장을 측정함으로 알아낼 수 있다. 중심 속도 분산은 은하나 성단 같은 전체의 내부 지역의 속도 분산을 나타낸다.질량과 속도 분산 관계는 관측되는 천체를 토대로 천문학에서 몇 가지 형태를 가진다. 예를 들어 M-σ 관계는 블랙홀 주변을 돌고 있는 물질로, 페이버-잭슨 관계는 타원은하로, 툴리-피셔 관계는 나선은하로 알아냈다. 이를 테면 우리은하의 초대질량블랙홀에 대한 천체의 속도 분산은 약 75 km/s이고, 우리은하보다 약 10배큰 초대질량블랙홀을 가지고있는 안드로메다은하(M31)의 속도 분산은 약 160 km/s이다.은하단은 작은 천체보다 속도 분산 범위가 넓다.
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