天體相對於假想在日心處的觀測者的空間速度在視線方向上的分量稱為天體的視向速度。根據多普勒原理，天體相對觀測者的視向速度為υ時，其光譜的譜線便有位移Δλ，而且υ=cΔλ/λ0。其中c為光速，Δλ=λ-λ0，λ為位移後實測所得的譜線波長，而λ0為天體體視向速度等於零時同一譜線的波長。天體遠離觀測者時譜線紅移；接近觀測者時紫移。由此可知，測量譜線的位移量可以求出視向速度。與天體運動速度的其他分量(如自行)的測量相比，用此法測視向速度的特點是，測定的準確度同天體的距離無關，可直接用公裡/秒來表示。對於在地球上的觀測者所測量的結果，必須改正地球自轉和公轉的影響。具體測量方法有：
① 經典方法 在大望遠鏡的卡塞格林焦點或折軸焦點處，附加分辨能力足夠高而穩定的有縫攝譜儀，用它拍攝天體的光譜和比較光譜，在實驗室中精確測量和計算出若幹條選定譜線的Δλ，再歸算出平均的υ。這種方法精度最高可達±0.07公裡/秒，一般僅幾公裡/秒，而且效率很低。到1950年為止，用這種方法測量瞭15，107個恒星、銀河星雲和球狀星團的視向速度。其中絕大多數星亮於10等。
② 用物端棱鏡和非物端光柵 這類儀器能同時拍攝大片天區中許多天體的光譜，因不存在狹縫所造成的星光損失，所以能提高極限星等。1953年，法國天文學傢費倫巴赫采用對某一波長色散為零的直視物端棱鏡，解決瞭多年來未能解決的關鍵問題──定標問題。他使物端棱鏡繞光軸旋轉180°，在同一張底片上拍攝同一天區正反兩列光譜來加大色散和減小測量誤差。其測量精度一般約幾公裡／秒。用口徑105厘米的望遠鏡色散度為1300埃/毫米可觀測到16等左右的星，誤差約百公裡/秒量級，適於搜尋類星體等大紅移天體。後來有人證明，用不加像場改正透鏡的施密特望遠鏡和普通物端棱鏡，按上述方法正反兩次拍攝光譜，也能歸算出視向速度，精度基本相同。近年來，在大望遠鏡主焦點或卡塞格林焦點前加非物端光柵，可用零級光譜定標來測量視向速度，效果更好。
③ 用光電視向速度儀 1955年，H.W.巴佈科克提出測量晚型星公有吸收線系整體相對位移來確定相對視向速度的想法。1967年，格裡芬實現瞭這一想法。如圖所示，在恒星攝譜儀焦點處，放一塊按大角星光譜片1:1復制的多縫光闌板，該板上僅在對應於吸收線的位置處透光，板後一小焦比場鏡（法佈裡透鏡）把透過的星光會聚在光電倍增管的陰極上，令光譜像相對於縫板沿色散方向移動。顯然，當各吸收線與相應光縫重合時，光度計讀數為極小。對某恒星，隻要精確測出極小時縫板（或光譜像）的位置與對大角星的極小時相應位置的差值，就可求得該星相對於大角星的視向速度。由於同時測量許多譜線，而且對亮星和對暗星用相同的光譜分辨率，加上光電器件的高量子效率，所以采用這種方法比照相法又快又準，極限星等也高得多（用口徑5米望遠鏡，積分時間一刻鐘可達14等，視向速度精度1公裡/秒）。這種方法的進一步發展，是使用光子計數式電視分光儀配合電子計算機，聯機實時對比標準星和未知星的光譜。這個方法的缺點是隻能測量晚於F型的恒星。
④ 用偏振方法 1972年，謝爾柯夫斯基在星光光路中裝入一偏振度隨波長而變的偏振器件，把多普勒頻移的測量轉變為偏振角的測量。這種方法適用於具有任何光譜特征的天體；由於不受分光儀入射狹縫的限制，可觀測暗弱天體，精度達10米／秒，能夠探尋其他行星系。
對亮於18等的天體容易直接拍攝照片，並由此測量自行，以研究其空間運動。但因自行太小，觀測相隔的時間不長時，測量精度很低。視向速度的測量精度可達到幾公裡/秒，甚至達1公裡/秒，並且與距離無直接關系，因而對研究銀河系的運動特性十分重要。星系的視向速度的測量，對宇宙學的研究更為重要。對於雙星，由視向速度變化曲線結合其他資料可能解出其子星的質量，這是求恒星質量的極重要的方法。此外，脈動變星的變光原因是通過對比光變曲線和視向速度曲線來確定的。關於恒星自轉、氣殼運動、氣環運動、物質拋射和質量交流的速度，以及新星、超新星、行星狀星雲等的殼層膨脹速度，都是通過視向速度的測定來瞭解的。隨著視向速度測量精度的日益提高，將有可能測量出恒星和大行星表層的大氣活動，如星風、行星風等，而且還可探尋恒星的行星系統。
參考書目
K.A.Strand，Basic Astronomical Data，Univ.of Chicago Press，Chicago，1963.