Reflets de la Physique n°58 jun/jui/aoû 2018
Reflets de la Physique n°58 jun/jui/aoû 2018
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de jun/jui/aoû 2018

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Société Française de Physique

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 3,9 Mo

  • Dans ce numéro : l'observatoire spatial Fermi.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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En interrogeant Brandon Carter, j’espère échapper à l’image standard du « génie-grand-malade », véhiculée par les médias après le décès de Stephen Hawking en mars 2018, et même bien avant, depuis la publication de son livre intitulé Une brève histoire du temps, en 1988. Carter a fait ses études universitaires au Pembroke College de Cambridge. Après son travail de thèse et en postdoc dont il est question dans le texte qui suit, il est venu vivre en France pour raisons personnelles ; il a alors intégré le GAR (Groupe d’Astrophysique Relativiste) récemment créé à l’Observatoire de Meudon, et a beaucoup contribué au développement de ce groupe devenu ensuite le DARC, intégré aujourd’hui au LUTH du même établissement. Carter y est aujourd’hui Directeur de recherche émérite. 30 Reflets de la Physique n°58 Stephen Hawking, étudiant à Cambridge D’après un entretien avec Brandon Carter, propos recueillis le 29 mars 2018 par Christiane Vilain, membre du comité de rédaction de Reflets de la physique. Certes, Hawking était très doué  : « Je n’ai pu obtenir des résultats personnels à propos des trous noirs et avoir une antériorité sur Stephen à ce sujet, que parce qu’il ne s’y intéressait pas encore ! » dit Brandon Carter. « Il était vraiment plus fort que moi ! Heureusement pour ma carrière, il avait commencé par s’intéresser au problème du big-bang en cosmologie, et non aux trous noirs. » Hawking était par ailleurs déjà assez malade  : « Je l’aidais souvent à rentrer chez lui, car il n’était pas encore en fauteuil, mais devait se tenir à quelque chose ou quelqu’un pour marcher » dit encore Brandon. Mais ces deux caractéristiques de Stephen Hawking, qui donnèrent plus tard l’image d’un être étrange, presque extra-terrestre, oracle qui statue depuis son fauteuil sur l’origine et l’avenir du monde grâce à un appareillage sophistiqué capable de traduire en paroles les mouvements d’un muscle de sa joue, ces fantasmes ne nous donnent pas accès à sa personne même. Reste son humanité souffrante, son intelligence aiguë appuyée sur beaucoup de travail et l’évolution de ses intérêts. Les étudiants de Denis Sciama à Cambridge Stephen Hawking était en thèse avec Denis Sciama, astrophysicien à Cambridge, depuis un an, et Georges Ellis (a) depuis deux ans, lorsque Carter a débuté en 1962 sa thèse avec ce même tuteur, en même temps que Martin Rees (b). Ce dernier – aujourd’hui Lord Rees – était le seul à être astrophysicien comme Denis Sciama et à savoir précisément ce qu’il voulait faire. Les trois autres s’intéressaient à la pure physique théorique, d’une façon plus générale. Hawking était d’abord très mathématicien, mais s’était orienté vers l’astronomie – et donc vers la physique – lors de ses études à Oxford. Stephen Hawking David Montgomery/Getty Images Sciama a en conséquence rapidement adressé ses deux élèves, Carter et Hawking, à Roger Penrose qui avait environ sept ans de plus qu’eux et travaillait à Londres. Ils se rendaient ainsi chaque semaine en train à Londres pour parler avec lui, souvent à l’occasion du séminaire qui avait lieu au King’s college londonien, sous la direction de HermannBondi. En cosmologie théorique, on se demandait si la singularité initiale dans la solution des équations d’Einstein ne pouvait pas être due à l’homogénéité supposée de la matière de l’Univers, et si elle ne disparaitrait pas dans des conditions plus réalistes. Penrose a aidé Hawking à travailler sur la question en utilisant d’autres équations que celles des solutions exactes, et le résultat a été que la singularité était inévitable, quoique sous une forme plus compliquée qu’une simple densité infinie en un point. Hawking et Penrose n’étaient pas les seuls à chercher à éviter cette singularité, que Fred Hoyle avait nommée par dérision  : «Big Bang». Hoyle – connu également pour ses romans de science-fiction comme Le nuage noir – proposait d’en rester à un Univers à densité stationnaire, avec création continue pour compenser l’expansion attestée par les décalages vers le rouge.
Cette théorie était défendue également par Bondi et Tommy Gold. Le trio travaillait ensemble depuis 1942, mais Hoyle réussit à mettre au point au début des années 1960 une formulation plus précise et fit à Londres en 1963 une conférence à ce sujet. L’étudiant Stephen Hawking était là et lui dit à un moment  : « Mais savez-vous que cette intégrale diverge ? » Hoyle lui demanda comment il le savait  : « je l’ai calculée » répondit Stephen ; ce fut la fin de cette première phase de l’aventure connue ensuite sous le nom de «Steady State» et poursuivie par Hoyle et Jayant Narlikar jusqu’à la découverte du rayonnement à 3 K en 1964. Hawking a soutenu en 1966 son PhD sur les propriétés de l’Univers en expansion. Il publiera en 1973 avec Ellis le livre de Brandon Carter NASA/JPL-Caltech. relativité générale intitulé  : The large scale structure of space-time, et beaucoup plus tard en 1996 avec Roger Penrose le livre de vulgarisation  : The nature of space and time. Les trous noirs de Kerr Pendant cette même période des années 1960 à Cambridge, Penrose avait mis au point une projection particulière de l’ensemble des géodésiques de l’espace-temps de Minkowski qui, comme les projections de Mercator pour la Terre, a la particularité de conserver les angles ; alors les géodésiques lumière se croisent toujours avec le bon angle sur le diagramme. Carter avait besoin de généraliser ces diagrammes pour étudier une nouvelle solution des équations d’Einstein publiée en 1963 par Roy Kerr, mathématicien néo-zélandais, solution à symétrie axiale pour un corps en rotation qui complète la solution établie pour un corps statique à symétrie sphérique par KarlSchwarzschild en 1915, l’année même de la publication par Einstein des équations de la relativité générale. C’est cette solution qui devait donner lieu à notre concept de « trou noir », selon le nom introduit ensuite par John Archibald Wheeler. Les diagrammes établis pour les solutions de Minkowski, de Schwarzschild et de Kerr sont rangés aujourd’hui sous le nom général de « diagrammes de Carter- Penrose ». Histoire des sciences Vue d’artiste d’un trou noir supermassif, entouré d’un disque d’accrétion dont la région centrale émet un jet de rayons X de haute énergie. Un trou noir est caractérisé par son horizon ou «event horizon», surface à partir de laquelle la lumière elle-même ne peut s’échapper, interdisant toute communication entre l’extérieur et un intérieur qui demeure mystérieux. L’horizon doit être distingué de l’ergosurface (fig. 1) sur laquelle le vecteur générateur de la symétrie stationnaire (c), qui est normalement de « genre temps » (d) devient de « genre espace » ; plus concrètement, c’est aussi la surface à partir de laquelle un corps extérieur quelconque ne peut plus demeurer stationnaire, entraîné par la rotation du trou noir sans être encore à ce stade entraîné vers le centre. Dans le cas statique de Schwarzschild, l’ergosurface est confondue avec l’« horizonévénement » et ne peut donc être le lieu d’aucun phénomène observable. Carter démontra également en 1968 l’intégrabilité des équations des géodésiques dans la solution de Kerr, qui n’était pas évidente puisque cette solution n’admet que deux constantes du mouvement, associées aux deux symétries  : stationnarité et symétrie axiale ; il lui a fallu en trouver deux autres pour résoudre le système. L’une était facile et l’autre, plus délicate, est appelée aujourd’hui la « constante de Carter ». Brandon Carter rappelle  : « Vers la fin des années 1960, Stephen commença à se rendre compte que les trous noirs étaient plus excitants que le Big-Bang ! » et il fut Reflets de la Physique n°58 31



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