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.
3.3 Géodésiques lumière radiales 57<br />
où les coordonnées t, θ et ϕ sont les mêmes que pour les coordonnées <strong>de</strong> Schwarzschild (x α ).<br />
En utilisant la formule (2.57) <strong>de</strong> transformation <strong>de</strong>s composantes <strong>de</strong> g lors du changement<br />
<strong>de</strong> coordonnées (x α ) ↦→ (x ¯α ), on obtient (exercice : le faire)<br />
g ¯α ¯ β dx ¯α dx ¯ β = −<br />
<br />
GM 1 − 2c2¯r 1 + GM<br />
2c2 2 c<br />
¯r<br />
2 dt 2 <br />
+ 1 + GM<br />
2c2 4 d¯r 2 2<br />
+ ¯r<br />
¯r<br />
dθ 2 + sin 2 θ dϕ 2 .<br />
(3.18)<br />
La partie spatiale <strong>de</strong> cet élément <strong>de</strong> longueur est du type<br />
avec Ψ := 1 + GM<br />
2c 2 ¯r et<br />
ds 2 t=const = Ψ 4 dℓ 2<br />
(3.19)<br />
dℓ 2 := d¯r 2 + ¯r 2 dθ 2 + sin 2 θ dϕ 2 . (3.20)<br />
On reconnaît en dℓ 2 l’élément <strong>de</strong> longueur dans l’espace euclidien R 3 en coordonnées<br />
sphériques. Au vu <strong>de</strong> l’équation (3.19), on dit que les métriques ds 2 t=const et dℓ 2 sont<br />
conformément reliées, via le facteur conforme Ψ. Elles conduisent aux mêmes angles<br />
entre les vecteurs. Pour cette raison, on appelle les coordonnées (x ¯α ) = (ct, ¯r, θ, ϕ) <strong>de</strong>s<br />
coordonnées isotropes. Asymptotiquement, on a [cf. Eq. (3.15)]<br />
mais au voisinage du rayon <strong>de</strong> Schwarzschild :<br />
r ∼ ¯r, r → +∞, (3.21)<br />
r ∼ 4¯r, r → RS. (3.22)<br />
Remarque : Il convient d’insister sur un point : à l’extérieur <strong>de</strong>s corps à symétrie<br />
sphérique, les coordonnées <strong>de</strong> Schwarzschild (t, r, θ, ϕ) ou les coordonnées isotropes<br />
(t, ¯r, θ, ϕ) sont tout aussi valables : les écritures (3.6) et (3.18) donnent les composantes<br />
d’une même métrique g — la métrique <strong>de</strong> Schwarzschild — mais dans<br />
différents systèmes <strong>de</strong> coordonnées. En particulier, r n’a pas plus <strong>de</strong> sens physique<br />
que ¯r : ce ne sont pas <strong>de</strong>s quantités directement mesurables, mais <strong>de</strong> simples coordonnées<br />
sur la variété d’espace-temps. D’un point <strong>de</strong> vue purement géométrique,<br />
r donne l’aire (associée au tenseur métrique g) <strong>de</strong>s sphères d’invariance liées à la<br />
symétrie sphérique (sphères {t = const, r = const}) : on voit en effet sur (3.6) que<br />
la métrique induite par g sur ces sphères est ds 2 = r 2 dθ 2 + sin 2 θ dϕ 2 . Leur aire<br />
est par conséquent A = 4πr 2 . Pour cette raison, la coordonnée r est parfois appelée<br />
rayon aréolaire.<br />
3.3 Géodésiques lumière radiales<br />
Déterminons les géodésiques lumière radiales (c’est-à-dire à θ et ϕ fixés) <strong>de</strong> la métrique<br />
<strong>de</strong> Schwarzschild. Elles nous conduirons à un nouveau système <strong>de</strong> coordonnées : les coordonnées<br />
d’Eddington-Finkelstein.