Dernière mise à jour : 02 décembre 2023

Décalage vers le rouge ou redshift (z)

Redshift (z)

En astronomie, le décalage vers le rouge est une augmentation de la longueur d'onde de la lumière émise par un objet céleste lointain. Cela se traduit par un décalage vers le rouge des raies spectrales de la lumière, ce qui est visible sur un spectrogramme.
Le redshift est noté par la lettre "z". Il est calculé en comparant les longueurs d'onde observées des raies spectrales émises par des objets astronomiques avec les longueurs d'onde attendues dans un laboratoire sur Terre.
Si l'objet s'éloigne de nous, les raies spectrales sont décalées vers le rouge, d'où le terme "redshift".
Si l'objet se rapproche, le décalage est vers le bleu, et on parle alors de "blueshift".
En d'autres termes, plus l'objet est distant, plus son redshift (z) est élevé.

Ce phénomène est expliqué par l'effet Doppler.
L'effet Doppler est une modification de la fréquence d'une onde donc de sa longueur d'onde, lorsqu'il y a un mouvement relatif entre la source de l'onde et l'observateur.

Le redshift est un outil essentiel pour l'étude de l'univers lointain. Il permet de déterminer la distance des objets cosmiques, d'étudier leur évolution au fil du temps, et de comprendre la structure de l'univers.

Comment déterminer le décalage vers le rouge ?

Courbe du redshift.
Exemple : si z = 6, l'âge de l'objet observé correspond au moment où la lumière a été émise soit environ 13 milliards d'années.

Le décalage vers le rouge cosmologique, est un phénomène observé dans les spectres lumineux provenant d'objets lointains dans l'univers.

Le décalage vers le rouge est principalement causé par l'expansion de l'univers, ce qui étire les longueurs d'onde des photons pendant leur voyage à travers l'espace. Cela se traduit par un déplacement des raies spectrales vers des longueurs d'onde plus longues, donc vers le rouge dans le spectre électromagnétique.

Lorsqu'un objet émet de la lumière, son spectre d'émission présente des raies spectrales caractéristiques. Les pics et les creux du spectre sont dûs aux raies d'absorption et d'émissions des éléments qui se trouvent dans l'objet observé. Ces raies sont associées à des transitions énergétiques spécifiques dans les atomes ou molécules de l'objet.
Par exemple, quand mesure en laboratoire la raie Lyman Alpha de l'hydrogène on voit une transition à environ 121,6 nanomètres dans le domaine ultraviolet du spectre électromagnétique. La raie Lyman Alpha est ainsi nommée car elle représente la transition vers le niveau Lyman le plus bas (n = 1), passage du niveau 2 au niveau 1 d'énergie. Le niveau Lyman fait référence à un ensemble spécifique de niveaux d'énergie électronique dans un atome d'hydrogène. Ces niveaux d'énergie sont associés aux différentes orbites permises pour les électrons dans un atome d'hydrogène, et ils sont définis par le quantum principal n.

Si on observe un objet dont cette transition est à 480 nm cela veut dire que l'objet observé est environ à 12 milliards d'années de nous.
Le décalage vers le rouge agit comme un facteur multiplicatif. Le facteur dans cet exemple est de 4. On va retrouver ce facteur sur toutes les autres caractéristiques du spectre (carbone, silicium, etc.). Ainsi toutes les longueurs d'onde sont multipliées par ce facteur que l'on appelle redshit et que l'on nomme z.
Le redshit est égal au facteur multiplicatif -1 : z - 1 = 3
S'il n'y a pas de décalage z = 0.
Plus z est grand plus l'objet qu'on observe est loin et donc vieux. On peut ainsi relié le z à l'âge de l'objet au moment où la lumière a été émise.
- z = 0 correspond à un âge de 13.8 milliards d'années.
- z = 1 correspond à un âge de 5.8 milliards d'années.
- z = 3 correspond à un âge de 2 milliards d'années.
- z = 6 correspond à un âge de 800 millions d'années.
- z = 11 correspond à un âge de 400 millions d'années.
- z = 20 correspond à un âge de 200 millions d'années.
- z = 30 correspond à un âge de 100 millions d'années.

En comparant le spectre observé avec le spectre attendu d'un objet à proximité avec le même spectre d'émission, on peut déterminer le décalage vers le rouge. Les raies spectrales déplacées vers le rouge indiquent le degré de décalage.

Calcul du redshift pour des objets lointains

Calcul du redshift (z) pour un objet lointain qui se déplace à la moitié de la vitesse de la lumière :
z + 1 = c + v / c - v
z + 1 = 300 000 000 + 150 000 000 / 300 000 000 - 150 000 000
z = 3

Calcul de la vitesse pour un objet lointain dont le redshift est 4 :
v = c * ((1 + z)² -1) / ((1 + z)² + 1)
v = 276 923 077 m/s soit 92 % de la vitesse de la lumière.

Pourquoi le redshift un concept crucial ?

Le redshift est essentiel pour estimer les distances cosmologiques, pour comprendre l'expansion de l'univers et pour explorer la nature de l'énergie sombre, une forme mystérieuse d'énergie qui semble accélérer cette expansion.
Il permet de reconstruire l'histoire de l'univers. En effet, la mesure du décalage vers le rouge des galaxies lointaines permet de déterminer leur âge et leur distance relative. Cela permet de reconstruire l'histoire de l'expansion de l'univers et de comprendre comment les galaxies se sont formées et comment elles ont évoluées.