Relativité Générale - LUTH - Observatoire de Paris
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3.6 Trajectoires <strong>de</strong>s photons 87<br />
Le premier terme dans cette expression est celui que donnerait la théorie newtonienne (cf.<br />
Fig. 3.9). Écrivons la durée d’aller-retour du faisceau radio comme<br />
où<br />
T = Tnewt + ∆T, (3.193)<br />
Tnewt = 2<br />
<br />
r<br />
c<br />
2 ⊕ − r2 <br />
0 + r2 ∗ − r2 <br />
0<br />
est la durée que prédirait la physique newtonienne. D’après (3.186) et (3.192),<br />
∆T = 2GM<br />
c 3<br />
<br />
2 ln<br />
<br />
On constate que l’on a toujours<br />
(r⊕ + r2 ⊕ − r2 0)(r∗ + r2 ∗ − r2 0)<br />
r2 <br />
r⊕ − r0<br />
+ +<br />
0<br />
r⊕ + r0<br />
r∗ − r0<br />
r∗ + r0<br />
(3.194)<br />
<br />
.<br />
(3.195)<br />
∆T > 0. (3.196)<br />
Il s’agit donc d’un retard par rapport à la prédiction newtonienne, appelé retard <strong>de</strong> la lumière,<br />
ou encore retard Shapiro, du nom <strong>de</strong> l’astrophysicien américain Irwin Shapiro qui a proposé<br />
<strong>de</strong> mesurer cet effet en 1964. En pratique, on a r0 ≪ r⊕ et r0 ≪ r∗, si bien que la<br />
formule ci-<strong>de</strong>ssus se réduit à<br />
∆T 4GM<br />
c 3<br />
<br />
4r⊕r∗<br />
ln<br />
r 2 0<br />
<br />
<br />
+ 1 . (3.197)<br />
Pour une son<strong>de</strong> sur Mars, ce retard est au maximum d’environ 0.24 ms. Grâce à la son<strong>de</strong><br />
Cassini, on a pu montrer en 2003 que le retard <strong>de</strong> la lumière est en accord avec la relativité<br />
générale (c’est-à-dire avec la formule (3.197)) à 2 × 10 −5 près [21, 40].<br />
Remarque : Dans ce chapitre, nous avons calculé <strong>de</strong> nombreuses géodésiques (géodésiques<br />
lumière radiales et non radiales, géodésiques du genre temps) sans jamais utiliser<br />
l’équation <strong>de</strong>s géodésiques dérivée au Chap. 2 [Eq. (2.133) ou (2.140)]. Nous<br />
avons en effet tiré parti <strong>de</strong>s symétries <strong>de</strong> l’espace-temps <strong>de</strong> Schwarzschild qui fournissent<br />
<strong>de</strong>s intégrales premières <strong>de</strong> l’équation <strong>de</strong>s géodésiques en nombre suffisant<br />
pour résoudre complètement le problème.