Décalage vers le bleu

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Le décalage vers le bleu (ou blueshift) est l’effet contraire du redshift, se produisant lorsque la distance séparant une source lumineuse de l’observateur devient de plus en plus faible. La fréquence du rayonnement émis par la source est alors décalée vers le bleu, contrairement au redshift. Le blueshift peut également être produit par l’attraction gravitationnelle. Il est très fréquent dans l’Univers au sein des amas de galaxies, dans lesquels le redshift n’agit pas.

Sommaire

1 Histoire
2 Exemple
3 Applications
4 Voir aussi
- 4.1 Lien interne
- 4.2 Liens externe

[modifier] Histoire

Ce fut 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 découvrira par la suite que la plupart des galaxies hors du Groupe local s'éloignaient de nous. Il est le premier à relever une manifestation du blueshift.

[modifier] Exemple

Notre voisine la galaxie d’Andromède entrera en collision avec notre propre galaxie dans des centaines de millions d’années sous l’effet de l’attraction gravitationnelle, elle nous apparaît donc globalement bleuie par sa vitesse d’approchement. On estime sa vitesse à 300km/s. Donc $z = - 0.001$ pour la galaxie d'Andromède. Mais pour des vitesses si faibles, le blueshift n'est visible que grâce aux raies d'absorption.

[modifier] Applications

Dans l’Univers, les objets peuvent revêtir des couleurs et des températures très variées. Donc pour pouvoir mesurer le blueshift/redshift d’un objet, il faut bien évidemment connaître son spectre originel. Or, les spectres sont souvents des plus complexes. Pour pouvoir mesurer le redshift, les astronomes utilisent des repères fixes dans les spectres, ce sont les raies d’absorption. La lumière émise par un objet est en partie ou totalement absorbée par les élément plus froids entourant l’objet en question. Ces raies d’absorption sont parfaitement définies partout dans l’Univers à des longueurs d’ondes 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 blueshift d’un objet, noté z, pour parler de sa vitesse de rapprochement.

$z = v / c$