Déplacement vers le rouge

On se rend compte que les ondes qui proviennent d'une source lumineuse sont plus longues lorsque celle-ci s'éloigne. Les ondes sont « étalées » et la lumière qui nous parvient est donc rougie, c'est le décalage vers le rouge, ou redshift.
Légende :
1 : Ondes rallongées à l'arrière de la source lumineuse dues à son déplacement.
2 : Sens de déplacement de la source lumineuse.
3 : Source lumineuse.
4 : Ondes raccourcies à l'avant de la source lumineuse dues à son déplacement.

Le décalage vers le rouge ou redshift est un phénomène astronomique de décalage vers les grandes longueurs d'onde des raies spectrales et de l'ensemble du spectre – ce qui se traduit par un décalage vers le rouge pour le spectre visible – observé parmi les objets astronomiques lointains.

C'est un phénomène bien documenté et considéré comme la preuve de l'expansion de l'univers et du modèle cosmologique du Big Bang.

Le terme est également employé pour la notion plus générale de décalage spectral, soit vers le rouge, soit vers le bleu (blueshift), observé parmi les objets astronomiques selon qu'ils s'éloignent ou se rapprochent, indépendamment du mouvement général d'expansion. Dans cette acception, il est synonyme d'effet Doppler-Fizeau.

Définition et mesure

Le décalage spectral est aisément mesurable car les raies spectrales des atomes sont identifiables et bien connues, par exemple grâce à des mesures en laboratoire. Il est alors aisé de repérer un décalage entre λ₀ et la longueur d'onde observée en laboratoire (qui doit être celle réellement émise par la source) et λ_obs celle observée par les instruments astronomiques.

Le décalage spectral est mesuré par

On utilise fréquemment dans les calculs l'expression 1 + z :

Ce décalage peut être observé vers le rouge (décalage vers les grandes longueurs d'onde : z positif) ou vers le bleu (resp. les courtes : z négatif).

Dans le cas des objets astronomiques, le décalage est remarquable car il est le même sur l'ensemble du spectre, ce qui implique qu'il s'agit d'une conséquence d'un seul et même phénomène, et non d'un phénomène particulier à un type d'atome.

Histoire

Le décalage spectral du son est bien connu : le même son émis par un objet en mouvement nous semble plus aigu lorsque l'objet s'approche et plus grave lorsqu'il s'éloigne. Le même phénomène pour la lumière fut découvert par Hippolyte Fizeau en 1848 dans le cadre de la mécanique classique. La relativité restreinte d'Albert Einstein (1905) permit de généraliser le calcul du décalage spectral aux sources se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière.

En 1929, après une longue série d'observations, l'astronome Edwin Hubble (en collaboration avec Milton Humason) énonça la loi de Hubble.

Il apparaît que la lumière en provenance des galaxies distantes subit, en moyenne, un décalage vers le rouge proportionnel à leur distance. L'effet s'observe en moyenne : on observe des galaxies dont la lumière est plus ou moins décalée vers le rouge, ou même décalée vers le bleu, comme par exemple la galaxie d'Andromède.

En appliquant l'hypothèse que cela provient d'un mouvement de la source, par effet Doppler, on en a déduit que, en moyenne, les sources s'éloignent de nous d'autant plus vite qu'elles sont déjà plus loin (ce qui n'exclut pas que certaines sources se rapprochent de nous, en raison des mouvements locaux). Cette interprétation s'avère aujourd'hui incorrecte, et l'interprétation moderne se base sur la relativité générale, qui introduit un décalage vers le rouge non relié à un effet Doppler.

Causes du décalage spectral

Le décalage vers le rouge peut avoir plusieurs causes :

Le mouvement de la source

Voir article de fond : effet Doppler-Fizeau.

L'effet Doppler dû au mouvement de la source est la première idée et encore la plus présente.

Si z > 0, le décalage est vers le rouge, la source s'éloigne ; si z < 0, le décalage est vers le bleu, elle se rapproche.

Quand la vitesse relative de la source projetée le long de la ligne de visée, v, est petite par rapport à la vitesse de la lumière c le décalage vaut :

et, réciproquement, on peut calculer la vitesse de la source lorsque le décalage z est beaucoup plus petit que l'unité :

.

Les calculs restent possible même lorsque la vitesse de la source se rapproche de celle de la lumière.

L'expansion de l'univers

Lorsqu'un astre se déplace, ses raies spectrales sont également décalées

Actuellement, constatant un décalage vers le rouge de la lumière émise par des sources cosmologiques quasi proportionnel à leur distance, les modèles cosmologiques dominants l'interprètent comme un effet de l'expansion de l'univers.

Il ne s'agit donc plus d'un effet Doppler comme on le présente encore parfois aujourd'hui, mais bien d'un effet de relativité générale qui se comprend quantitativement en disant que l'expansion, en "allongeant" l'univers, allonge aussi la longueurs d'onde de tous les photons de l'univers.

Le redshift dû à l'expansion de l'univers s'écrit alors :

,

où a(t) est le facteur d'échelle à l'époque où l'objet a émis la lumière qui nous parvient et a₀ la valeur actuelle du facteur d'échelle. En pratique, le facteur d'échelle croît avec le temps car l'univers est en expansion. La quantité est donc supérieure à 1, et z est positif, ce qui correspond comme attendu à un décalage vers le rouge.

L'effet gravitationnel

Voir article de fond : décalage d'Einstein

La théorie de la relativité générale d'Einstein prédit que la lumière se déplaçant dans un champ de gravitation subit un décalage vers le rouge ou vers le bleu. Cet effet est appelé le décalage d'Einstein. Sur Terre, il est faible mais mesurable en utilisant l'effet Mössbauer. À proximité d'un trou noir, cet effet deviendrait significatif au point qu'à l'horizon des événements le décalage serait infini.

Ce décalage gravitationnel fut proposé dans les années 1960 comme explication des grands décalages vers le rouge observés pour les quasars, mais cette théorie n'est guère acceptée aujourd'hui.

La variation de la vitesse de la lumière

La vitesse de la lumière pourrait diminuer avec le temps, des théories supposent même qu'au début elle aurait pu être infinie. Mais ces théories restent difficilement soutenables étant donné que même si on ne mesure directement cette vitesse avec une bonne précision que depuis peu de temps à l'échelle cosmologique, il existe néanmoins de nombreuses mesures indirectes qui font qu'un tel discours n'est pas simple à soutenir. Par exemple quand il s'agit d'expliquer l'abondance des éléments fondamentaux ou divers autres effets gravitationnels liés au comportement de la lumière dans un champ gravitationnel.

De plus, la question de la « variation éventuelle de la vitesse de la lumière » est une question bien plus complexe que ne se le figurent souvent les non-spécialistes. On lira avec intérêt les articles de J.-P. Uzan sur ce sujet^[1],[2].

Il existe de nombreuses observations supportant avec précision l'idée d'un univers en expansion et le décalage vers le rouge n'est qu'une parmi de nombreuses autres. Il est donc nécessaire de garder en tête qu'une variation de la constante c (une fois une telle chose définie proprement^[2]) ne changerait probablement que très peu nos idées actuelles sur l'expansion de l'univers et son évolution en dehors des « premiers instants ».

Mesure des distances et des vitesses cosmologiques, application au passé de l'univers

On écrit parfois la loi de Hubble comme une relation entre la distance et la vitesse radiale des objets observés. Si cette description convient pour certains objets (ni trop proches, ni trop lointains, au sens précisé ci-dessous), elle ne convient pas du tout pour les objets très lointains. Pour ceux-là, la situation est plus compliquée. Tout d'abord, la notion de distance en relativité générale n'est pas dénuée d'ambiguïté, et il faut bien préciser de quelle distance on parle (distance de luminosité, distance angulaire, etc.). De plus, le décalage vers le rouge n'étant pas dû à un effet Doppler, il ne s'interprète pas facilement en termes de vitesse. La relativité générale permet de calculer la relation entre le décalage vers le rouge et une distance convenablement définie. Cette relation dépend du modèle cosmologique que l'on considère. Si l'on se place dans le cadre d'un modèle cosmologique donné, il existe une correspondance entre le décalage vers le rouge et la distance, et l'on exprime parfois les distances en terme du décalage vers le rouge noté z. Par exemple, pour le rayonnement cosmologique de fond on peut estimer que .

Références

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