位置和速度
这种运动状态信息在天文观测中非常重要，它告诉我们遥远的物质在哪以及跑多快。
在观测中我们把速度分平行视向的速度和垂直视向的速度：
其中垂直视向速度的测量相对简单，就是只考虑观测对象在天球面上的移动，成像给出（x,y）并跟踪特征点就行了（原理如下）：
但是沿视向的速度就比较麻烦了，因为直接成像无法给出距离信息,在实际观测中是使用的是多普勒成像仪器测量视向速度的，它的核心原理就是多普勒效应。
对于一个频率固定的静止波源，所有方向接收到的波的波长都是一样的：
而如果波源相对于观测者运动起来的话
接受者接收到的频率会发生变化
在运动方向上游接收到波的波长会变短，在下游接收到的波长会变长，这就是著名的多普勒效应，可以用这个公式描述：
众所周知，原子周围的电子在发生能级跃迁会发出光子，光子的波长取决于一个固定的能级间隔，所以在频谱上它是一条锐利的线，也叫原子谱线。
但实际情况下由于原子热运动等原因谱线会被加宽，所以真实的谱线是有一定宽度的，而由于多普勒效应，沿着视向的运动会导致接收到的波长和发射波长有区别：
向着我们运动的物质发出的光会蓝移（如左图）；
背离我们运动的物质发出的光会红移（如右图）。
有了波长偏移量，就可以估计物质的沿视向速度，这就是多普勒仪的工作原理 ，对于每一个像素点都估计一下沿视向运动的速度，就是多普勒成像仪了。
太阳观测中，多普勒成像技术已经非常成熟，并且有广泛的应用，比如SOHO。
【官网链接http://soi.stanford.edu/】
这是SOHO搭载的多普勒成像仪拍摄的一个黑子的多普勒成像图和白光成像图：
颜色深潜代表沿着视向的速度大小，从多普勒成像图中可以很容易看出上下流动，比如左图中比较亮的部分就是沿着视向远离的部分，也就是在太阳表面有下沉运动的物质。
这是一张太阳全日面多普勒成像的结果图
因为太阳在自转
所以明显的看出来左边部分是朝向我们运动
而右半部分是远离我们运动
我们可以使用较差自转模型来消去多普勒成像中的背景流动：
去除背景之后就是太阳大气相对于太阳表面的运动，从这些看似无规则的运动里面可以用日震学的方法反演太阳内部的结构。
结
不同的测量方法可以给我们提供不同的信息，把所有看似已知的信息拼凑在一起，就有可能碰撞出新的认知。
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完
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