Équation d'Einstein

L’équation d'Einstein[1] ou équation de champ d'Einstein[2] (en anglais, Einstein field equation ou EFE), publiée par Albert Einstein, pour la première fois le 25 novembre 1915[3], est l'équation aux dérivées partielles principale de la relativité générale. C'est une équation dynamique qui décrit comment la matière et l'énergie modifient la géométrie de l'espace-temps. Cette courbure de la géométrie autour d'une source de matière est alors interprétée comme le champ gravitationnel de cette source. Le mouvement des objets dans ce champ est décrit très précisément par l'équation de sa géodésique.

Équation sur un mur à Leyde.

Histoire

L'équation d'Einstein[4]^,[5]^,[6]^,[7]^,[8] est l'équation fondamentale de la relativité générale[6]^,[8]^,[9]. Elle consiste en une équation tensorielle[4]^,[7]^,[9]^,[N 1]. Elle représente un ensemble d'équations différentielles[13] aux dérivées partielles hautement[14]^,[15] non-linéaires du second ordre[16].

Son éponyme est Albert Einstein (1879-1955) qui la présente, pour la première fois, le jeudi[17] 25 novembre 1915 à l'Académie royale des sciences de Prusse à Berlin. L'Académie publie la communication d'Einstein le jeudi suivant, 2 décembre, dans ses Comptes rendus[18].

Einstein généralisera l'équation en y ajoutant un terme, appelé constante cosmologique, qui apparaît pour la première fois dans un article soumis le 8 février 1917 et publié le 15 du même mois[18].

Forme mathématique de l'équation de champ d'Einstein

L'équation de champ d'Einstein est généralement écrite de la manière suivante[19] :

R_{\mu \nu }\ -\ {\frac {1}{2}}\,g_{\mu \nu }\,R\ +\ \Lambda \ g_{\mu \nu }\ =\kappa T_{\mu \nu }

où :

$R_{\mu \nu }$ est le tenseur de Ricci[20] (dimension L^-2) ;
$R$ est la courbure scalaire[20] (dimension L^-2) ;
$g_{\mu \nu }$ est le tenseur métrique[20] de signature (+,-,-,-) (sans dimension) ;
$\Lambda$ est la constante cosmologique[20] (dimension L^-2) ;
$T_{\mu \nu }$ est le tenseur énergie-impulsion[20] (dimension énergie/volume) ;
$\kappa$ [21] est une constante de couplage[22] dimensionnée[23]^,[24]^,[25], dite constante gravitationnelle de couplage d'Einstein[26] ou, plus simplement, constante gravitationnelle d'Einstein[27]^,[28] voire constante d'Einstein[29]^,[30]^,[31]^,[32] : $\kappa ={\frac {8{\pi }G}{c^{4}}}$ (elle vaut ≈ 2,0766 10^-43 m J^-1 (ou N^-1), dans le Système international d'unités SI),

avec :

$\pi$ , le nombre pi ;
$G$ , la constante gravitationnelle (environ 6,674 2 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻²) ;
$c$ , la constante de célérité, égale à la vitesse de la lumière dans le vide (exactement 299 792 458 m s⁻¹).

L'équation d'Einstein est une équation dans l'espace des tenseurs (covariants) symétriques de degré 2 sur une variété de dimension 4. Elle peut donc s'exprimer à l'aide de (4*5)/2 = 10 équations scalaires une fois qu'un système de coordonnées locales a été choisi. Par ailleurs, la première identité de Bianchi, qui est une équation dans l'espace des formes à valeurs vectorielles, peut s'exprimer à l'aide de 4 équations scalaires dans ce même système. L'équation d'Einstein comporte donc 10 - 4 = 6 équations indépendantes^{[réf. souhaitée]}.

L'équation de champ d'Einstein est comprise comme une équation permettant de connaître le tenseur métrique $g_{ab}$ , étant donné une distribution de matière et d'énergie exprimée sous la forme d'un tenseur énergie-impulsion. Malgré son aspect simple, elle est en réalité relativement complexe, notamment du fait que le tenseur de Ricci et la courbure scalaire dépendent de la métrique.

$\Lambda$ , la constante cosmologique, a été introduite par Einstein pour permettre des solutions statiques au modèle cosmologique issu de l'équation d'Einstein. Par la suite, il a qualifié cette introduction de « plus grande erreur de sa vie ».

En définissant le tenseur d'Einstein

G_{\mu \nu }=R_{\mu \nu }-{1 \over 2}Rg_{\mu \nu }

qui est un tenseur symétrique de rang 2 dépendant de la métrique et si l'on considère que $\Lambda$ = 0 (ce qu'Einstein a fini par admettre, mais qui est controversé aujourd'hui), il est possible d'écrire cette relation de manière plus compacte

G_{\mu \nu }={\frac {8\pi G}{c^{4}}}T_{\mu \nu }.

En travaillant dans le système d'unités géométriques, où G = c = 1, on a :

G_{\mu \nu }=8\pi T_{\mu \nu }\,

La partie de gauche représente la courbure de l'espace-temps telle qu'elle est déterminée par la métrique et l'expression de droite représente le contenu masse/énergie de l'espace-temps. Cette équation peut alors être interprétée comme un ensemble d'équations décrivant comment la courbure de l'espace-temps est reliée au contenu masse/énergie de l'univers.

Ces équations, ainsi que l'équation de la géodésique, forment le cœur de la formulation mathématique de la relativité générale.

Propriétés de l'équation d'Einstein

Conservation de l'énergie et du moment

Une importante conséquence de l'équation d'Einstein est la conservation locale de l'énergie et du moment. Ce résultat apparaît en utilisant l'identité différentielle de Bianchi pour obtenir :

\nabla _{\nu }G^{\mu \nu }=G^{\mu \nu }{}_{;\nu }=0

ce qui, en utilisant l'équation d'Einstein, donne :

\nabla _{\nu }T^{\mu \nu }=T^{\mu \nu }{}_{;\nu }=0

qui exprime la conservation locale du tenseur énergie-impulsion.

Non-linéarité des équations de champ

L'équation d'Einstein donne lieu à 10 équations aux dérivées partielles non linéaires pour les composants métriques. Cette caractéristique de non-linéarité distingue la relativité générale de l'ensemble des autres théories physiques. Par exemple, les équations de Maxwell de l'électromagnétisme sont linéaires par rapport aux champs électriques et magnétiques (c'est-à-dire que la somme de deux solutions est aussi une solution). Un autre exemple est celui de l'équation de Schrödinger en mécanique quantique où l'équation est linéaire par rapport à la fonction d'onde.

Principe de correspondance

L'approximation des champs faibles et des mouvements lents permet de retrouver l'équation de Poisson de la gravitation de Newton :

\nabla {^{2}}\Phi =4\pi {G}{\rho }

,

où :

$\Phi$ est le potentiel gravitationnel ;
$\pi$ est le nombre pi ;
$G$ est la constante gravitationnelle ;
$\rho$ est la masse volumique.

La constante cosmologique

Il est possible de modifier l'équation des champs d'Einstein en introduisant un terme proportionnel à la métrique :

R_{\mu \nu }-{1 \over 2}Rg_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi }T_{\mu \nu }

(on précisera que cette équation est vraie dans un système d'unités géométriques tel que G = c = 1, sinon on doit lire : (8πG/c⁴)T_μν. La constante $\Lambda$ est appelée la constante cosmologique.

Cette constante cosmologique était à l'origine introduite par Einstein pour obtenir de son équation un univers statique (c'est-à-dire un univers qui ne soit pas en expansion ou en contraction). Cet effort fut un échec pour deux raisons : l'univers statique décrit par cette théorie était instable, et les observations des galaxies distantes par Hubble une décennie plus tard confirmèrent que notre univers n'est en fait pas statique mais en expansion. $\Lambda$ fut donc par la suite abandonné, et Einstein la qualifia de « la plus grande erreur de sa vie ».

Bien que la motivation d'Einstein pour l'introduction de cette constante ait été erronée, sa présence dans l’équation n'est pas inconsistante. En effet, récemment les techniques astronomiques améliorées ont permis d'affirmer qu'une valeur non nulle de $\Lambda$ est nécessaire pour expliquer certaines observations. L'existence d'une constante cosmologique est alors équivalente à l'existence d'une énergie du vide non nulle.

Solutions de l'équation dans le vide

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Les solutions de l'équation d'Einstein sont les tenseurs métriques de l'espace-temps. Elles sont souvent appelées « métriques ». Elles décrivent la structure de l'espace-temps en incluant le mouvement inertiel des objets. En raison du caractère hautement non linéaire des équations, il n'existe pas de solution analytique générale pour une distribution quelconque de matière[14]^,[15]. Il n'existe que des solutions particulières pour des espaces-temps dotés de symétries[14]^,[15] ou des champs gravitationnels faibles[15]. Il n'existe pas de solution complète connue pour un espace-temps constitué de deux corps massifs (correspondant au modèle théorique d'un système binaire de deux étoiles par exemple). Cependant, des approximations sont généralement faites dans ces cas.

L'étude des solutions exactes des équations de champs d'Einstein est l'une des activités de la cosmologie. Elle a mené à la prédiction de l'existence de trous noirs et aux divers modèles de l'évolution de l'univers.

En relativité générale, le vide est une région de l'espace-temps dans laquelle le tenseur énergie-impulsion $T_{\mu \nu }$ est nul : $T_{\mu \nu }=0$ [33]^,[34]. Dans le vide et en l'absence de constante cosmologique[34], l'équation d'Einstein s'écrit $R_{\mu \nu }=0$ [35]^,[34].

Espace plat

Loin de toute source gravitationnelle, l'espace plat est une solution de cette équation, et la métrique de Minkowski s'applique. Cette dernière est la forme classique qu'on trouve dans le cadre de la relativité restreinte et les distances se mesurent à l'aide de la métrique : $ds^{2}=c^{2}dt^{2}-dx^{2}-dy^{2}-dz^{2}\ .$

On voit alors qu'on a :

$(g_{\mu \nu })={\begin{bmatrix}1&0&0&0\\0&-1&0&0\\0&0&-1&0\\0&0&0&-1\end{bmatrix}}\$

Espace autour d'une masse sphérique

La métrique de Schwarzschild permet de décrire la déformation de l'espace-temps dans le vide autour d'une masse sphérique unique (par exemple une étoile). On a alors, pour $(x^{0},x^{1},x^{2},x^{3})=(ct,r,\theta ,\phi )$ :

$(g_{\mu \nu })={\begin{bmatrix}1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}&0&0&0\\0&-{\frac {1}{1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}}}&0&0\\0&0&-r^{2}&0\\0&0&0&-r^{2}\sin ^{2}\theta \end{bmatrix}}\$

Espace autour d'un corps en rotation

La métrique de Kerr, pour sa part, décrit la déformation de l'espace-temps dans le vide autour d'un trou noir en rotation (en l'absence de champs électromagnétiques). Elle est l'œuvre en 1963 de Roy Kerr, mathématicien néo-zélandais. Contrairement à la métrique de Schwarzschild qui peut s'appliquer autour de tout corps sphérique et statique, la métrique de Kerr est spécifique aux trous noirs seulement et ne peut s'appliquer à d'autres corps en rotation. En prenant à nouveau un référentiel sphérique de l'espace-temps $(x^{0},x^{1},x^{2},x^{3})=(t,r,\theta ,\phi )$ (en prenant c=1) on a :

$(g_{\mu \nu })={\begin{bmatrix}\left(1-{\frac {2Mr}{\Sigma }}\right)&0&0&{\frac {4aMr\sin ^{2}\theta }{\Sigma }}\ \\0&-{\frac {\Sigma }{\Delta }}&0&0\\0&0&-\Sigma &0\\{\frac {4aMr\sin ^{2}\theta }{\Sigma }}&0&0&-\left(r^{2}+a^{2}+{\frac {2a^{2}Mr\sin ^{2}\theta }{\Sigma }}\right)\sin ^{2}\theta \end{bmatrix}}\$

avec :

\Sigma =r^{2}+a^{2}\cos ^{2}\theta \

,

\Delta =r^{2}-2Mr+a^{2}\

,

Métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker

La métrique de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker permet de décrire un espace-temps de géométrie homogène et isotrope.

Notes et références

Notes

En conséquence, l'équation est aussi connue comme l'équation tensorielle d'Einstein[10]^,[11]^,[12].

Références

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Voir aussi

Publication originale

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Bibliographie

: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

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Ouvrages de vulgarisation

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[Einstein] Albert Einstein, La Relativité, Petite Biblio Payot Classiques.
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Dictionnaires et encyclopédies

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Articles connexes

Liens externes

Notices d'autorité :
Notice dans un dictionnaire ou une encyclopédie généraliste :
- Encyclopædia Britannica
(en) Einstein's field equations (équations de champ d'Einstein) sur l'Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics de l'Observatoire de Paris.
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[13] En conséquence, l'équation est aussi connue comme l'équation tensorielle d'Einstein[10]^,[11]^,[12].

[1] Éric Gourgoulhon, Relativité générale, Paris, Observatoire de Paris, universités Paris-VI, Paris-VII et Paris-XI, École normale supérieure, 2013-2014.

[2] Roger Penrose (trad. de l'anglais, traduit de l'anglais par Céline Laroche), À la découverte des lois de l'Univers : La prodigieuse histoire des mathématiques et de la physique, Paris, O. Jacob, 2007, XXII-1061 p. (ISBN 978-2-7381-1840-0, BNF 41131526, lire en ligne), p. 444.

[Einstein1915-3] Einstein 1915.

[Andrillat197060<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;6</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;6.4</span>-4] Andrillat 1970, chap. 6, § 6.4, p. 60.

[Collion2019190annexe,_A.1.10-5] Collion 2019, annexe, A.1.10, p. 190.

[Gourgoulhon2010716<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;22</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;22.3</span>-6] Gourgoulhon 2010, chap. 22, § 22.3, p. 716.

[Heyvaerts2012178<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;8</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="section(s)"_>sect.</abbr>_8.8.</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;8.8.2</span>-7] Heyvaerts 2012, chap. 8, sect. 8.8., § 8.8.2, p. 178.

[Lachièze-Rey2003122-8] Lachièze-Rey 2003, p. 122.

[FabreAntoineTreps2015123<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;9</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="section(s)"_>sect.</abbr>_9.1</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;9.1.7</span>-9] Fabre, Antoine et Treps 2015, chap. 9, sect. 9.1, § 9.1.7, p. 123.

[Andrillat19708<abbr_class="abbr_"_title="introduction"_>introd.</abbr>-10] Andrillat 1970, introd., p. 8.

[Michaud2001210-11] Michaud 2001, p. 210.

[Pérez2016271<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;10</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="5"_><span_class="romain"_style="text-transform:uppercase">V</span></abbr>.2.a)-12] Pérez 2016, chap. 10, V.2.a), p. 271.

[BarrauGrain201685<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;5</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;5.3</span>-14] Barrau et Grain 2016, chap. 5, § 5.3, p. 85.

[HobsonEfstathiouLasenby2009193<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;9</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="introduction"_>introd.</abbr>-15] Hobson, Efstathiou et Lasenby 2009, chap. 9, introd., p. 193.

[HobsonEfstathiouLasenby2009459<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;17</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="introduction"_>introd.</abbr>-16] Hobson, Efstathiou et Lasenby 2009, chap. 17, introd., p. 459.

[Damour2005277<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;6.5</span>-17] Damour 2005, § 6.5, p. 277.

[Boudenot2001240-18] Boudenot 2001, p. 240.

[Bičák20007-19] Bičák 2000, p. 7.

[20] George Efstathiou, Michael Hobson, Anthony Lasenby et Konstantinos Efstathiou (trad. de l'anglais, traduit par Loïc Villain), Relativité générale, Bruxelles, De Boeck Université, 2010, XX-554 p. (ISBN 978-2-8041-0126-8, BNF 42142174), p. 183, lire en ligne (consulté le 5 août 2014).

[TailletVillainFebvre2018250,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="colonne(s)"_>col.</abbr>&nbsp;1</span>''<abbr_class="abbr_"_title="sub_verbo_(«_à_l'article_»)"_>s.v.</abbr>''_Einstein_(équations_d')-21] Taillet, Villain et Febvre 2018, s.v. Einstein (équations d'), p. 250, col. 1.

[22] À ne pas confondre avec la constante gravitationnelle de Gauss, notée k.

[23] (en) Tai L. Chow, Gravity, black holes, and the very early universe : an introduction to general relativity and cosmology [« Gravitation, trous noirs, et univers primordial : une introduction à la relativité générale »], New York, Springer, octobre 2007 (réimpr. octobre 2010), 1^re éd., 1 vol., XV-280, 25 cm (ISBN 0-387-73629-8, 978-0-387-73629-7, 1-4419-2525-2, 978-1-4419-2525-1, 0-387-73631-X et 978-0-387-73631-0, OCLC 470773111, BNF 41311440, DOI 10.1007/978-0-387-73631-0, SUDOC 122058917, présentation en ligne, lire en ligne), p. 49 (lire en ligne) [consulté le 17 décembre 2017].

[24] Einstein, 1879-1955 : colloque du centenaire (actes du colloque du centenaire de la naissance d'Albert Einstein, organisé par le ministère de la Culture et de la Communication avec le concours du Centre national de la recherche scientifique, et tenu au Collège de France du 6 au 9 juin 1979), Paris, Centre national de la recherche scientifique, 1980, 1^re éd., 1 vol., 318, 27 cm (ISBN 2-222-02727-6, EAN 9782222027270, OCLC 299376483, BNF 34680055, SUDOC 000496790, lire en ligne), p. 112 (aperçu) [consulté le 17 décembre 2017].

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[26] À ne pas confondre avec la constante de couplage adimensionnée, notée α_G.

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[30] Gérard Clément, chap. 1^er « Relativité générale : solutions exactes stationnaires », dans Abdelhafid Bounames et Abdenacer Makhlouf (éd.) (préf. de Michel Dubois-Violette), Gravitation : théorie et expérience (actes de la 3^e É́cole de physique théorique de l'université de Jijel – Mohamed Seddik Benyahia, tenue à Jijel du 26 septembre au 3 octobre 2009), Paris, Hermann, coll. « Travaux en cours / physique – mathématiques » (n^o 79), novembre 2013, 1^re éd., 1 vol., XI-448, 17 × 24 cm (ISBN 2-7056-8049-7 et 978-2-7056-8049-7, EAN 9782705680497, OCLC 870526477, BNF 42715473, SUDOC 176320997, présentation en ligne), p. 1-52 (Bibcode : 2011arXiv1109.0902C, arXiv:1109.0902, lire en ligne), p. 10 [consulté le 16 décembre 2017].

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[32] (en) Francesco Cianfrani, Orchidea Maria Lecian, Matteo Lulli et Giovanni Montani, Canonical quantum gravity : fundamentals and recent developments [« Gravitation quantique canonique : fondamentaux et développements récents »], Singapour, World Scientific, juillet 2014, 1^re éd., 1 vol., XXIII-300, 24 cm (ISBN 981-455664-5 et 978-981-455664-4, OCLC 935653730, SUDOC 190874333, présentation en ligne, lire en ligne), p. 26 (lire en ligne) [consulté le 16 décembre 2017].

[33] (en) Alexander N. Petrov, Sergei M. Kopeikin, Robert R. Lompay et Bayram Tekin, Metric theories of gravity : perturbations and conservation laws [« Théories métriques de la gravitation : perturbations et conservation »], Berlin et Boston, W. de Gruyter, coll. « De Gruyter studies in mathematical physics » (n^o 38), avril 2017, 1^re éd., 1 vol., XXIII-[1]-595, 17 × 24 cm (ISBN 3-11-035173-0 et 978-3-11-035173-6, OCLC 965621338, présentation en ligne, lire en ligne), p. 170 (lire en ligne) [consulté le 16 décembre 2017].

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