Dans ce laboratoire, vous pouvez explorer le concept du changement Doppler pour les ondes électromagnétiques. En haut se trouve une version simplifiée du spectre d’émission du Soleil. On peut s’attendre à ce que le Soleil émette de la lumière de toutes les longueurs d’onde, mais nous voyons en fait un spectre d’absorption, voyant des bandes sombres à des longueurs d’onde correspondant aux lignes d’émission d’un tube de gaz d’hydrogène. C’est parce que les atomes d’hydrogène dans le Soleil absorbent réellement les photons à ces longueurs d’onde, excitant leurs électrons à des états plus élevés.

D’autres stars font des choses similaires. Le spectre en bas montre le spectre d’une étoile lointaine. À l’aide du curseur, vous pouvez définir la vitesse de l’étoile par rapport à nous, mesurée comme une fraction de la vitesse de la lumière. Positif signifie que l’étoile s’éloigne de nous, et les moyens négatifs qu’il se déplace vers nous. Par exemple, +0.100 signifie que l’étoile s’éloigne de nous à 1/10ème de la vitesse de la lumière.

Parce que l’univers est en expansion, la plupart des étoiles de l’univers s’éloignent de nous. Cela provoque l’augmentation des longueurs d’onde de la lumière émise par l’étoile - c’est ce qu’on appelle le décalage vers le rouge. Comme vous pouvez le voir, pour les étoiles qui s’éloignent de nous, les lignes d’absorption d’hydrogène sont déplacées vers l’extrémité rouge du spectre, d’où le nom de décalage vers le rouge. Si une étoile se déplace vers nous, les lignes sont blueshifted, comme vous pouvez le voir pour les vitesses négatives.