Calculateur de décalage vers le rouge

Le décalage vers le rouge mesure l’allongement observé de la longueur d’onde d’une caractéristique spectrale connue par rapport à sa valeur de laboratoire. Il se définit par z = (longueur d’onde observée - longueur d’onde au repos) / longueur d’onde au repos, soit le rapport observée/repos moins un. Une valeur positive indique un décalage vers le rouge, une valeur négative un décalage vers le bleu. Ce rapport étant sans dimension, les deux longueurs peuvent être en nanomètres, en angströms ou dans une autre unité, à condition qu’elle soit commune. Pour un mouvement le long de la ligne de visée, ce calculateur convertit le décalage en vitesse radiale avec la relation Doppler de la relativité restreinte. L’expression exacte utilise beta = ((1 + z) au carré - 1) / ((1 + z) au carré + 1), puis vitesse = beta fois la vitesse de la lumière. À très faible décalage, on retrouve l’approximation usuelle vitesse = cz. La forme relativiste empêche la vitesse déduite de dépasser celle de la lumière quand le décalage augmente. Une distance est ensuite estimée par la loi de Hubble : distance = vitesse / H0. La constante par défaut vaut 70 kilomètres par seconde par mégaparsec, une valeur arrondie pratique pour l’enseignement. Dans le modèle linéaire local, une galaxie située à un mégaparsec participe donc à l’expansion cosmique à environ 70 kilomètres par seconde. Les méthodes d’observation et les analyses cosmologiques donnent des valeurs de H0 légèrement différentes ; le champ est donc modifiable. La vitesse Doppler et la distance de Hubble sont des approximations utiles, surtout pour les galaxies proches dont le mouvement suit principalement l’expansion cosmique. Elles ne constituent pas un calcul complet de distance cosmologique. Aux décalages modérés et élevés, les liens entre décalage, temps de regard en arrière, distance comobile, distance de luminosité et distance de diamètre angulaire dépendent de la densité de matière, de l’énergie noire, de la courbure et de l’histoire de l’expansion. Les vitesses particulières dues à la gravité locale peuvent aussi dominer le flot de Hubble pour les objets proches. L’identification spectrale est essentielle. Les astronomes comparent des raies d’absorption ou d’émission reconnaissables, comme l’hydrogène alpha, à des longueurs d’onde au repos étalonnées. Incertitude de mesure, mélange de raies, étalonnage instrumental, conventions dans l’air ou dans le vide et erreur d’identification influencent tous z. Utiliser plusieurs raies donne un résultat plus robuste que se fier à une seule caractéristique. Utilisez ce calculateur pour les cours, les vérifications rapides de spectres et la compréhension du décalage et de la récession. N’employez pas sa distance linéaire de Hubble comme résultat de précision en cosmologie à grand décalage. Les analyses professionnelles ajustent généralement un modèle cosmologique et précisent le référentiel, la convention de longueur d’onde, l’incertitude et les paramètres retenus afin de rendre le calcul reproductible.