Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
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130 Trous noirs Fig. 5.4. Il est à noter que pour l’espace-temps de Schwarzschild, l’ergosphère est confondue avec l’horizon des événements (ā = 0 ⇒ Rergo(θ) = RS), de sorte qu’il n’existe pas d’ergorégion dans ce cas. La propriété importante de l’ergorégion est qu’il ne peut y exister d’observateur statique par rapport à l’infini. En effet, un observateur statique par rapport à l’infini est un observateur dont la ligne d’univers est à (r, θ, ϕ) fixés. Sa 4-vitesse est donc nécessairement colinéaire à ∂t : u = u t ∂t = u 0 ξ(0). (5.37) ξ(0) étant du genre espace dans l’ergorégion et la 4-vitesse u devant être du genre temps, nous concluons qu’il ne peut exister d’observateur statique dans l’ergorégion. Autrement dit, toutes les lignes d’univers du genre temps sont “entraînées” par le mouvement de rotation du trou noir. 5.6 Mouvement géodésique dans l’espace-temps de Kerr 5.6.1 Quantités conservées Les orbites des particules matérielles dans l’espace-temps de Kerr sont beaucoup plus compliquées que celle dans l’espace-temps de Schwarzschild. En particulier, elles ne sont en général pas planes, sauf pour celles confinées dans le plan équatorial θ = π/2. Nous ne discuterons ici que ce dernier cas. La situation est alors assez similaire à celle traitée au § 3.5, car on dispose du même nombre de quantités conservées le long d’une géodésique du genre temps. Considérons en effet une particule matérielle soumise uniquement à la gravitation dans l’espace-temps de Kerr (E , g). Sa ligne d’univers L est alors une géodésique du genre temps. En désignant par u, p et m respectivement la 4-vitesse, la 4-impulsion et la masse de la particule, les quantités suivantes sont conservées le long de L : ε := − c m ξ(0) · p = −c 2 ξ(0) · u , (5.38) ℓ := 1 m ξ(z) · p = c ξ(z) · u (5.39) u θ = 0. (5.40) Tout comme dans le cas traité au § 3.5, les deux premières quantités s’interprètent comme l’énergie par unité de masse et la composante z du moment cinétique par unité de masse, toutes deux mesurées par un observateur à l’infini (dans le cas où la particule atteint cette région). La conservation de ε et de ℓ le long de la géodésique L est assurée par le fait que ξ(0) et ξ(z) sont deux vecteurs de Killing, tout comme dans le cas de la métrique de Schwarzschild (cf. § 3.4.1). Enfin, la conservation de u θ = c −1 dθ/dτ n’est autre que la
5.6 Mouvement géodésique dans l’espace-temps de Kerr 131 conséquence de θ = const. = π/2. En utilisant les composantes de la métrique dans les coordonnées de Boyer-Lindquist données par (5.24), il vient ε c2 = −gαβ(∂0) α u β = −g0βu β = −g00u 0 − g0ϕu ϕ (5.41) ℓ c = gαβ(∂ϕ) α u β = gϕβu β = gϕ0u 0 + gϕϕu ϕ , (5.42) c’est-à-dire, en faisant sin θ = 1 et ρ = r (puisque θ = π/2) dans (5.24), ε = c2 ℓ c 1 − R∗ r = −aR∗ r u0 + où nous avons introduit la notation u 0 + aR∗ r uϕ r 2 + a 2 + a2 R∗ r (5.43) u ϕ , (5.44) R∗ := 2GM c 2 . (5.45) R∗ est en fait la même quantité que le rayon de Schwarzschild associé à la masse M, mais nous préférons utiliser la notation R∗ plutôt que RS dans le cas présent, afin d’éviter toute confusion [en particulier, le rayon de l’horizon n’est pas R∗, mais RH = R∗(1+ √ 1 − ā 2 )/2]. On peut vérifier qu’à la limite a = 0, les Eqs. (5.43) et (5.44) se réduisent bien à (3.90) et (3.92). 5.6.2 Effet Lense-Thirring La formule (5.44) permet de mettre en évidence un effet classique de la relativité générale : l’effet Lense-Thirring. Considérons en effet une particule matérielle lâchée sans vitesse initiale depuis l’infini. Loin du trou noir, elle va avoir une direction purement radiale, si bien que son moment cinétique est nul : ℓ = 0. (5.46) Comme ℓ est conservé le long de la géodésique suivie par la particule, on déduit de (5.44) qu’en tout point de la trajectoire aR∗ r u0 = r 2 + a 2 + a2 R∗ u r ϕ . (5.47) Par le même argument que celui présenté au § 3.5.3, la vitesse angulaire de la particule dans la direction azimutale mesurée par un observateur au repos à l’infini est dϕ/dt. Or, en introduisant le temps propre τ de la particule, dϕ dt = dϕ dτ × dτ dt = cuϕ × (cu t ) −1 = cu ϕ × (u 0 ) −1 . (5.48)
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Fig. 5.4. Il est à noter que pour l’espace-temps <strong>de</strong> Schwarzschild, l’ergosphère est confondue<br />
avec l’horizon <strong>de</strong>s événements (ā = 0 ⇒ Rergo(θ) = RS), <strong>de</strong> sorte qu’il n’existe pas<br />
d’ergorégion dans ce cas.<br />
La propriété importante <strong>de</strong> l’ergorégion est qu’il ne peut y exister d’observateur statique<br />
par rapport à l’infini. En effet, un observateur statique par rapport à l’infini est un<br />
observateur dont la ligne d’univers est à (r, θ, ϕ) fixés. Sa 4-vitesse est donc nécessairement<br />
colinéaire à ∂t :<br />
u = u t ∂t = u 0 ξ(0). (5.37)<br />
ξ(0) étant du genre espace dans l’ergorégion et la 4-vitesse u <strong>de</strong>vant être du genre temps,<br />
nous concluons qu’il ne peut exister d’observateur statique dans l’ergorégion. Autrement<br />
dit, toutes les lignes d’univers du genre temps sont “entraînées” par le mouvement <strong>de</strong><br />
rotation du trou noir.<br />
5.6 Mouvement géodésique dans l’espace-temps <strong>de</strong><br />
Kerr<br />
5.6.1 Quantités conservées<br />
Les orbites <strong>de</strong>s particules matérielles dans l’espace-temps <strong>de</strong> Kerr sont beaucoup plus<br />
compliquées que celle dans l’espace-temps <strong>de</strong> Schwarzschild. En particulier, elles ne sont<br />
en général pas planes, sauf pour celles confinées dans le plan équatorial θ = π/2. Nous ne<br />
discuterons ici que ce <strong>de</strong>rnier cas. La situation est alors assez similaire à celle traitée au<br />
§ 3.5, car on dispose du même nombre <strong>de</strong> quantités conservées le long d’une géodésique<br />
du genre temps.<br />
Considérons en effet une particule matérielle soumise uniquement à la gravitation<br />
dans l’espace-temps <strong>de</strong> Kerr (E , g). Sa ligne d’univers L est alors une géodésique du<br />
genre temps. En désignant par u, p et m respectivement la 4-vitesse, la 4-impulsion et la<br />
masse <strong>de</strong> la particule, les quantités suivantes sont conservées le long <strong>de</strong> L :<br />
ε := − c<br />
m ξ(0) · p = −c 2 ξ(0) · u , (5.38)<br />
ℓ := 1<br />
m ξ(z) · p = c ξ(z) · u (5.39)<br />
u θ = 0. (5.40)<br />
Tout comme dans le cas traité au § 3.5, les <strong>de</strong>ux premières quantités s’interprètent comme<br />
l’énergie par unité <strong>de</strong> masse et la composante z du moment cinétique par unité <strong>de</strong> masse,<br />
toutes <strong>de</strong>ux mesurées par un observateur à l’infini (dans le cas où la particule atteint<br />
cette région). La conservation <strong>de</strong> ε et <strong>de</strong> ℓ le long <strong>de</strong> la géodésique L est assurée par le<br />
fait que ξ(0) et ξ(z) sont <strong>de</strong>ux vecteurs <strong>de</strong> Killing, tout comme dans le cas <strong>de</strong> la métrique<br />
<strong>de</strong> Schwarzschild (cf. § 3.4.1). Enfin, la conservation <strong>de</strong> u θ = c −1 dθ/dτ n’est autre que la