Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
Create successful ePaper yourself
Turn your PDF publications into a flip-book with our unique Google optimized e-Paper software.
128 Trous noirs<br />
5.5.2 Théorème d’unicité (absence <strong>de</strong> chevelure)<br />
L’immense intérêt <strong>de</strong> la métrique <strong>de</strong> Kerr pour l’astrophysique vient du théorème<br />
d’unicité démontré au début <strong>de</strong>s années 1970 par Brandon Carter, Stephen Hawking et<br />
Werner Israel. Ce théorème stipule que tous les trous noirs stationnaires en rotation et<br />
non chargés électriquement sont décrits par la métrique <strong>de</strong> Kerr. Ce théorème confirme la<br />
conjecture dite d’absence <strong>de</strong> chevelure établie au milieu <strong>de</strong>s années 1960 par les physiciens<br />
soviétiques Vitaly L. Ginzburg, Yakov B. Zeldovich et Igor D. Novikov (cf. l’excellent livre<br />
<strong>de</strong> Thorne pour un compte rendu <strong>de</strong> cette épopée [37]). L’absence <strong>de</strong> chevelure signifie<br />
que la structure d’un trou noir en rotation est extrêmement simple. Il suffit en effet <strong>de</strong><br />
<strong>de</strong>ux nombres réels, M et a, pour la décrire entièrement. Le contraste avec les étoiles en<br />
rotation est patent : pour ces <strong>de</strong>rnières, la métrique ne peut pas être décrite par seulement<br />
quelques paramètres scalaires, même à l’extérieur <strong>de</strong> l’étoile. Elle dépend en effet <strong>de</strong> la<br />
distribution <strong>de</strong> masse et d’impulsion à l’intérieur <strong>de</strong> l’étoile.<br />
Remarque : Il n’existe pas d’équivalent axisymétrique du théorème <strong>de</strong> Birkhoff énoncé<br />
au § 3.2.4. Autrement dit, la métrique <strong>de</strong> Kerr n’est pas la solution <strong>de</strong> l’équation<br />
d’Einstein à l’extérieur d’une étoile axisymétrique en rotation. Elle ne décrit que les<br />
trous noirs.<br />
5.5.3 Horizon <strong>de</strong>s événements<br />
Pour un paramètre <strong>de</strong> Kerr ā ≤ 1, nous admettrons que l’horizon <strong>de</strong>s événements H<br />
<strong>de</strong> la métrique <strong>de</strong> Kerr est l’hypersurface définie par r = RH, où<br />
RH := GM<br />
c 2<br />
<br />
1 + √ 1 − ā2 <br />
. (5.29)<br />
À la limite a = 0, on retrouve RH = 2GM/c 2 = RS.<br />
Pour ā > 1, la métrique <strong>de</strong> Kerr n’admet pas d’horizon <strong>de</strong>s événements : elle décrit<br />
alors une singularité nue et non un trou noir. Le cas critique ā = 1 est appelé<br />
espace-temps <strong>de</strong> Kerr extrême.<br />
L’horizon <strong>de</strong>s événements H est une hypersurface <strong>de</strong> genre lumière (cf. § 5.3.2), qui<br />
admet le vecteur suivant comme normale :<br />
avec<br />
ℓ := ξ(0) + ΩH ξ(z), (5.30)<br />
ΩH :=<br />
c ā<br />
2RH<br />
. (5.31)<br />
En tant que combinaison linéaire <strong>de</strong> vecteurs <strong>de</strong> Killing avec <strong>de</strong>s coefficients constants (1<br />
et ΩH), ℓ est également un vecteur <strong>de</strong> Killing4 . On peut vérifier que<br />
ℓ · <br />
<br />
ℓ = 0, (5.32)<br />
r=RH<br />
4 comme ℓ n’est pas linéairement indépendant <strong>de</strong> ξ(0) et ξ (z), il n’introduit pas <strong>de</strong> nouvelle symétrie<br />
<strong>de</strong> l’espace-temps <strong>de</strong> Kerr