Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
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60 Champ gravitationnel à symétrie sphérique (métrique <strong>de</strong> Schwarzschild)<br />
Ainsi<br />
<br />
1 − RS<br />
<br />
du 2 =<br />
r<br />
<br />
1 − RS<br />
<br />
du<br />
r<br />
2 =<br />
−<br />
<br />
1 − RS<br />
r<br />
<br />
1 − RS<br />
r<br />
<br />
1 − RS<br />
<br />
c<br />
r<br />
2 dt 2 +<br />
<br />
c 2 dt 2 +<br />
<br />
c 2 dt 2 −<br />
dr2<br />
1 − RS<br />
r<br />
dr2<br />
1 − RS<br />
r<br />
dr2<br />
1 − RS<br />
r<br />
− 2<br />
<br />
du + dr<br />
1 − RS<br />
r<br />
<br />
dr<br />
− 2 du dr. (3.36)<br />
<br />
= − 1 − RS<br />
<br />
du<br />
r<br />
2 − 2 du dr. (3.37)<br />
Le membre <strong>de</strong> gauche <strong>de</strong> cette équation n’est autre que la somme <strong>de</strong>s <strong>de</strong>ux premiers termes<br />
<strong>de</strong> l’élément <strong>de</strong> longueur ds 2 = gαβ dx α dx β donné par (3.6). On en déduit immédiatement<br />
les composantes du tenseur métrique par rapport aux coordonnées d’Eddington-Finkelstein<br />
sortantes :<br />
g ˜α ˜ β dx ˜α dx ˜ β = −<br />
<br />
1 − 2GM<br />
c2 <br />
du<br />
r<br />
2 − 2 du dr + r 2 dθ 2 + sin 2 θ dϕ 2 . (3.38)<br />
On peut faire plusieurs remarques sur cette expression :<br />
• contrairement aux composantes gαβ dans les coordonnées <strong>de</strong> Schwarzschild, ou aux<br />
composantes g ¯α ¯ β dans les coordonnées isotropes, les composantes g ˜α ˜ β ne sont pas<br />
diagonales, puisque gur = 0.<br />
• grr = 0 ; comme ∂r · ∂r = grr, cela signifie que le vecteur ∂r <strong>de</strong> la base naturelle<br />
associée aux coordonnées (u, r, θ, ϕ) est du genre lumière.<br />
Attention : ce vecteur ∂r n’est pas le même que le vecteur ∂r <strong>de</strong> la base naturelle<br />
associée aux coordonnées (t, r, θ, ϕ) : en revenant à la définition première (2.14) <strong>de</strong>s<br />
vecteurs d’une base naturelle, on a en effet, pour un champ scalaire f générique,<br />
<br />
∂f ∂f<br />
= . (3.39)<br />
∂r u,θ,ϕ ∂r t,θ,ϕ<br />
• s’il l’on fait du = 0, dθ = 0 et dϕ = 0 dans (3.38), on obtient g ˜α ˜ β dx ˜α dx ˜ β = 0 : on<br />
retrouve donc bien que les géodésiques lumière radiales sortantes sont caractérisées<br />
par u = const, θ = const et ϕ = const.<br />
De même, les composantes du tenseur métrique en coordonnées d’Eddington-Finkelstein<br />
entrantes (x ˜α ) = (v, r, θ, ϕ) sont données par<br />
g˜α β˜ dx ˜α dx ˜ <br />
β<br />
= − 1 − 2GM<br />
c2 <br />
dv<br />
r<br />
2 + 2 dv dr + r 2 dθ 2 + sin 2 θ dϕ 2 . (3.40)<br />
3.4 Décalage spectral gravitationnel (effet Einstein)<br />
3.4.1 Symétries et quantités conservées le long <strong>de</strong>s géodésiques<br />
L’espace-temps (ou plus précisément la partie <strong>de</strong> l’espace-temps à l’extérieur du corps<br />
central) décrit par la métrique <strong>de</strong> Schwarzschild est statique et à symétrie sphérique.