Pekuliargeschwindigkeit
Als Pekuliargeschwindigkeit (lateinisch peculiaris ‚eigentümlich‘) wird in der Astronomie die Geschwindigkeit der Bewegung eines Sterns relativ zu einer Gruppe gleichartiger Objekte bezeichnet. Als Referenzbewegung dient dabei beispielsweise die mittlere Bewegung aller Sterne eines Sternhaufens oder die Rotation um das galaktische Zentrum.
Diese Prozesse stehen dabei allerdings eigentlich unter dem Begriff der Pekuliarbewegung, und als Pekuliargeschwindigkeit wird üblicherweise ein Spezialfall davon bezeichnet. Und zwar bezieht sich der Begriff Pekuliargeschwindigkeit meist auf eine Bewegung, bzw. deren Komponente, in Radialrichtung (Richtung Stern – Beobachter). Eine solche Bewegung ruft eine Doppler-Verschiebung des Lichtes (und Strahlung im Allgemeinen) hervor, die zusammen mit der durch den Hubble-Effekt bewirkten Rotverschiebung (oder allgemeiner einer Verschiebung zu größeren Wellenlängen) die beobachtbare Gesamtverschiebung des Spektrums ausmacht.
Da die Verschiebung aufgrund des Hubble-Effektes ein Maß für Entfernung einer Strahlungsquelle ist, stellt die Verschiebung aufgrund der Pekuliargeschwindigkeit des Objektes eine Fehlerquelle in der Entfernungsmessung dar. Dabei nimmt der relative Fehler mit steigender Entfernung des Objektes ab, da nach der Hubble-Beziehung
$ v\approx H_{0}\cdot r $
(mit $ v $: zugrundeliegende Geschwindigkeit einer gleich großen Doppler-Verschiebung, $ H_{0} $: Hubble-Konstante und $ r $: Entfernung)
die durch den Hubble-Effekt verursachte Verschiebung größer wird, wohingegen die von der Pekuliargeschwindigkeit abhängige unverändert bleibt. Soll allerdings die Pekuliargeschwindigkeit, und nicht die Entfernung, bestimmt werden, folgt aus dieser Relation, dass nur bei relativ kleinen Entfernungen zuverlässige radiale Geschwindigkeitsmessungen möglich sind.
Zusätzlich lässt sich die Messgenauigkeit verbessern, indem man die Verschiebungen mehrerer zueinander räumlich nahen Objekte misst, und danach einen Mittelwert aus diesen Messungen bildet. Da die Pekuliarbewegungen des Objektes durch Schwankungen in der Dichte des umgebenden Raumes, etwa durch andere Galaxien, hervorgerufen werden, ist unter der Annahme, dass die lokalen Dichteschwankungen auf größeren Längenskalen gleichverteilt sind, eine tendenzielle Aufhebung der einzelnen Fehler zu erwarten.