Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
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80 Champ gravitationnel à symétrie sphérique (métrique <strong>de</strong> Schwarzschild)<br />
Il s’agit-là <strong>de</strong> l’avance du périastre au bout d’une orbite. Comme la pério<strong>de</strong> orbitale <strong>de</strong><br />
Mercure est <strong>de</strong> 88 jours, l’effet cumulé au bout d’un siècle est<br />
∆ϕper = 43 ′′ . (3.148)<br />
Pour <strong>de</strong>s systèmes beaucoup plus relativistes comme les pulsars binaires, on a (Will<br />
(2006) [40])<br />
δϕper(PSR B1913+16) = 4.2 ◦ /an (3.149)<br />
δϕper(PSR J0737-3039) = 16.9 ◦ /an. (3.150)<br />
Remarque : Dans cette section sur le mouvement <strong>de</strong>s particules matérielles autour d’un<br />
corps central, nous n’avons parlé à aucun moment <strong>de</strong> force gravitationnelle : ce<br />
concept n’existe pas en relativité générale. Toutes les propriétés ont été dérivées à<br />
partir <strong>de</strong>s géodésiques du genre temps <strong>de</strong> la métrique <strong>de</strong> Schwarzschild. En particulier,<br />
nous avons retrouvé les ellipses képleriennes, non à partir <strong>de</strong> la loi <strong>de</strong> Newton,<br />
mais comme <strong>de</strong>s géodésiques <strong>de</strong> la métrique <strong>de</strong> Schwarzschild lorsque r ≫ GM/c 2 .<br />
3.6 Trajectoires <strong>de</strong>s photons<br />
Intéressons-nous à présent aux géodésiques lumière <strong>de</strong> la métrique <strong>de</strong> Schwarzschild.<br />
Nous avons déjà traité le cas <strong>de</strong>s géodésiques lumières radiales au § 3.3. Passons à présent<br />
au cas général.<br />
3.6.1 Potentiel effectif<br />
Le raisonnement est tout à fait similaire à celui effectué pour les géodésiques du genre<br />
temps au § 3.5. Si l’on désigne par p la 4-impulsion du photon, les symétries <strong>de</strong> la métrique<br />
<strong>de</strong> Schwarzschild impliquent que la trajectoire d’un photon reste dans un plan, que l’on<br />
choisit être θ = π/2, et que les quantités suivantes<br />
ε := −c ξ(0) · p (3.151)<br />
ℓ := ξ(z) · p (3.152)<br />
sont conservées le long <strong>de</strong> la géodésique décrite par le photon. Si le photon atteint la<br />
région asymptotique (r ≫ RS), ε et ℓ s’interprètent comme respectivement l’énergie et le<br />
moment cinétique du photon mesurés par un observateur statique. On déduit <strong>de</strong>s quantités<br />
conservées les trois composantes suivantes <strong>de</strong> la 4-impulsion par rapport aux coordonnées<br />
<strong>de</strong> Schwarzschild :<br />
p 0 =<br />
<br />
1 − RS<br />
−1 ε<br />
r c<br />
(3.153)<br />
p θ = 0 (3.154)<br />
p ϕ = ℓ<br />
. (3.155)<br />
r2