Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
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5.3 Horizon <strong>de</strong>s événements 123<br />
[Exercice : le faire]. On note que RαβµνR αβµν diverge lorsque r → 0. Il s’agit là d’une<br />
singularité du tenseur métrique g, et non d’une simple singularité <strong>de</strong> coordonnées, car<br />
RαβµνR αβµν étant un champ scalaire, sa valeur en un point est indépendante <strong>de</strong> tout<br />
système <strong>de</strong> coordonnées.<br />
Remarque : Un autre invariant auquel on aurait pu penser est le scalaire <strong>de</strong> Ricci R =<br />
g αβ Rαβ [cf. Eqs. (4.111) et (4.150)]. Mais ce <strong>de</strong>rnier est i<strong>de</strong>ntiquement zéro, ainsi<br />
qu’on peut aisément le vérifier sur l’Eq. (4.150), car la métrique <strong>de</strong> Schwarzschild<br />
est solution <strong>de</strong> l’équation d’Einstein du vi<strong>de</strong> (cf. la remarque faite page 114).<br />
Remarque : Le déterminant <strong>de</strong> la matrice <strong>de</strong>s composantes gαβ n’est pas un invariant. Il<br />
dépend en effet du choix <strong>de</strong>s coordonnées (x α ). Ce n’est donc pas une bonne quantité<br />
pour localiser les singularités du tenseur métrique.<br />
La singularité du tenseur métrique g en r = 0 marque la limite <strong>de</strong> la <strong>de</strong>scription <strong>de</strong>s<br />
trous noirs par la relativité générale. Il faudrait sans doute recourir à une théorie quantique<br />
<strong>de</strong> la gravitation — qui n’existe pas encore vraiment à ce jour 2 — pour avoir une<br />
<strong>de</strong>scription <strong>de</strong> la région centrale exempte <strong>de</strong> tout singularité. Du point <strong>de</strong> vue astrophysique,<br />
tout cela n’est pas important puisque, comme nous allons le voir, la singularité est<br />
cachée sous l’horizon <strong>de</strong>s événements et ne peut, en aucune manière, influencer le mon<strong>de</strong><br />
extérieur.<br />
5.3 Horizon <strong>de</strong>s événements<br />
5.3.1 Caractérisation<br />
Déterminons l’équation <strong>de</strong>s géodésiques lumière radiales en coordonnées d’Eddington-<br />
Finkelstein 3+1 : en effectuant dans (5.12) g ˜α ˜ β dx ˜α dx ˜ β = 0 (géodésique lumière) et dθ =<br />
dϕ = 0 (trajectoire radiale), il vient<br />
<br />
1 + RS<br />
2 V<br />
+ 2RS<br />
r c2 r<br />
où l’on a noté V la vitesse-coordonnée <strong>de</strong>s photons :<br />
V<br />
c<br />
− 1 + RS<br />
r<br />
L’équation du second <strong>de</strong>gré (5.15) admet <strong>de</strong>ux racines :<br />
= 0, (5.15)<br />
V := dr<br />
. (5.16)<br />
d˜t<br />
V = −c (5.17)<br />
1 − RS/r<br />
V = c .<br />
1 + RS/r<br />
(5.18)<br />
2 les recherches actuelles dans cette voie sont essentiellement basées sur <strong>de</strong>ux approches alternatives :<br />
la théorie <strong>de</strong>s cor<strong>de</strong>s d’un côté, et la théorie <strong>de</strong> la gravité quantique en boucles <strong>de</strong> l’autre, cf. par exemple<br />
le livre récent <strong>de</strong> Lee Smolin [35].