Décalage vers le bleu

C'est en 1912 que l'astronome américain Vesto Slipher découvre que la galaxie d'Andromède (alors connue comme nébuleuse) se rapproche de notre galaxie à 200 km/s. Mais il découvre par la suite que la plupart des galaxies hors du Groupe local s'éloignent de nous. Il est le premier à relever une manifestation du décalage vers le bleu.

À échelle macroscopique, notre voisine la galaxie d'Andromède entrera en collision avec notre propre galaxie dans quelques milliards d’années sous l’effet de l’attraction gravitationnelle, elle nous apparaît donc globalement bleuie par sa vitesse d’approche. On estime sa vitesse à 300 km/s. Donc ${\displaystyle z=-0.001}$ pour la galaxie d'Andromède. Mais pour des vitesses si faibles, le décalage vers le bleu n'est visible que grâce aux raies d'absorption.

À échelle microscopique, on note que les molécules d'eau présentent des propriétés encore énigmatiques aux interfaces avec certains matériaux. Des études spectroscopiques montrent un mouvement (à haute fréquence) dans les molécules d'eau, avec un décalage vers le bleu aux interfaces hydrophobes et hydrophiles[2]. Récemment la spectroscopie Raman et des simulations de dynamique moléculaire ont plaidé pour l'hypothèse que ce décalage, observé dans diverses solutions aqueuses proviendrait des mouvements vibrationnels qu'ont les molécules d'eau dans ces circonstances[2].

Dans l’Univers, les objets peuvent revêtir des couleurs et des températures très variées. Donc pour pouvoir mesurer le décalage vers le bleu ou vers le rouge d’un objet, il est nécessaire de connaître son spectre originel. Or, les spectres sont souvent des plus complexes.

Pour pouvoir mesurer le décalage vers le rouge, les astronomes utilisent des repères fixes dans les spectres : les raies d’absorption. La lumière émise par un objet est en partie ou totalement absorbée par les éléments plus froids entourant l’objet en question. Ces raies d’absorption sont parfaitement définies partout dans l’Univers à des longueurs d’onde précises. Comme nous pouvons déduire les éléments entourant les astres, nous pouvons identifier la différence de position de ces raies entre le modèle théorique et le spectre observé, et ainsi en déduire le décalage.

Aujourd’hui, on utilise directement le décalage vers le bleu d’un objet, noté z, pour parler de sa vitesse de rapprochement.

Calcul du décalage vers le rouge, ${\displaystyle z}$

Basé sur la longueur d'onde	Basé sur la fréquence
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$