L'effet Doppler-Fizeau

Cet effet s’applique à tout phénomène périodique lorsqu’une source s’approche ou s’éloigne de l’observateur (ou lorsque l’observateur s’approche ou s’éloigne de la source).

Exemple simple, un objet qui émet un bip sonore toutes les secondes. L’observateur est fixe. Dans le cas n° 1, à gauche, la source est fixe, dans le cas n° 2, à droite, elle s’éloigne de l’observateur.

L’exemple le plus courant est donné avec le son. Si une voiture passe devant vous, le bruit du moteur apparaîtra plus aigu lorsqu’elle s’approche (λ plus petit) que lorsqu’elle s’éloigne de vous. Même chose avec une sirène de voiture de pompier.

C’est ce même phénomène qui permet à un « Doppler » de mesurer la vitesse d’écoulement du sang (par ultrason) ou à un radar automatique de mesurer la vitesse d’un véhicule (par micro-ondes).

En astronomie, il faudrait des vitesses énormes pour percevoir à l’œil des variations de longueur d’onde donc de couleur de la lumière des étoiles. Pour les étoiles de la Galaxie par exemple, les vitesses sont habituellement de quelques dizaines de km/s. Pour une étoile rapide s’approchant de nous à 300 km/s soit 1/1000 de la vitesse de la lumière, son décalage par effet Doppler-Fizeau sera d’un millième de longueur d’onde donc de l’ordre de 0,6 nm, indécelable à l’œil. De plus, toutes les longueurs d’onde sont décalées, une partie de l’infrarouge passant dans le rouge.

Pour détecter le phénomène, on utilise les raies d’absorption des spectres d’étoiles. Lorsqu’une étoile rayonne, sa lumière traverse l’atmosphère de l’étoile et les éléments présents (principalement de l’hydrogène) absorbent certaines longueurs d’onde. Si l’étoile s’approche, les raies de l’hydrogène par exemple ne seront pas aux longueurs d’onde attendues mais décalées vers le bleu (vers les courtes longueurs d’onde). Si l’étoile s’éloigne, le décalage est vers le rouge. La mesure de ce décalage par rapport à un spectre de référence permet de calculer la vitesse radiale de l’étoile (vitesse d’approche ou d’éloignement). Dans l’exemple de notre étoile s’approchant à 300 km/s, la raie H alpha de l’hydrogène habituellement à 656,3 nm se retrouvera à 655,6 nm.

La découverte des étoiles doubles spectroscopiques est aussi due à l’effet Doppler. Cette fois, il n’est même pas nécessaire de calibrer le spectre en longueur d’onde. Lorsque deux étoiles tournent l’une autour de l’autre, il arrive que l’une des composantes s’approche alors que l’autre s’éloigne, l’un des spectres est alors décalé vers le bleu, l’autre vers le rouge et les raies d’absorption apparaissent dédoublées. À d’autres moments, ni l’une ni l’autre ne s’approchent ni ne s’éloignent et il n’y a plus de dédoublement (voir figure). On a ainsi découvert des étoiles doubles dont les deux composantes sont trop proches pour être dédoublées optiquement.

Dans le premier schéma, l’étoile A s’approche et B s’éloigne. La raie Ha représentée ici est dédoublée. Même chose sur le 3e schéma où B s’approche et A s’éloigne. Dans les 2e et 4e schéma, les étoiles A et B ne s’approchent ni ne s’éloignent de l’observateur, il n’y a pas de décalage spectral. L’effet Doppler-Fizeau ne détecte que la vitesse radiale d’une étoile et sa mesure est indépendante de sa distance.

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