20.07.2013 Views

Relativité Générale - LUTh - Observatoire de Paris

Relativité Générale - LUTh - Observatoire de Paris

Relativité Générale - LUTh - Observatoire de Paris

SHOW MORE
SHOW LESS

You also want an ePaper? Increase the reach of your titles

YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.

4.7 Exercices 121<br />

Ce système d’équations différentielles du premier or<strong>de</strong>r en m(r), Φ(r), ρ(r) et p(r) s’appelle<br />

système <strong>de</strong> Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV ). Il doit être complété par la donnée<br />

d’une équation d’état reliant p et ρ ( 6 ) :<br />

p = p(ρ). (4.200)<br />

Il détermine alors complètement la structure d’une étoile relativiste statique et à symétrie<br />

sphérique. Un exemple <strong>de</strong> solution exacte du système TOV est donné au § B.7 <strong>de</strong> l’Annexe<br />

B : il s’agit <strong>de</strong> la solution <strong>de</strong> Schwarzschild interne pour une étoile incompressible.<br />

À la limite newtonienne (Gm(r)/(c 2 r) ≪ 1) et pour un flui<strong>de</strong> non relativiste (p/c 2 ≪<br />

ρ), le système TOV se réduit aux équations <strong>de</strong> l’hydrostatique bien connues :<br />

dm<br />

dr = 4πr2 ρ(r) (4.201)<br />

dΦ<br />

dr<br />

dp<br />

dr<br />

4.6.4 Pour aller plus loin...<br />

= Gm(r)<br />

r 2<br />

(4.202)<br />

= −ρ(r)dΦ . (4.203)<br />

dr<br />

Nous renvoyons au livre <strong>de</strong> Haensel, Potekhin & Yakovlev [54] pour une discussion<br />

approfondie <strong>de</strong>s solutions du système TOV et <strong>de</strong> leur stabilité, et à [53] pour une introduction<br />

aux modèles stellaires axisymétriques en rotation.<br />

4.7 Exercices<br />

À ce sta<strong>de</strong> du cours, on peut traiter les problèmes suivants <strong>de</strong> l’Annexe B :<br />

• le problème B.2 (Équation <strong>de</strong> Killing) ;<br />

• les questions 7 et 8 du problème B.3 (Trou <strong>de</strong> ver), les questions 1 à 6 relevant du<br />

chapitre précé<strong>de</strong>nt ;<br />

• le problème B.6 (Quadriaccélération et dérivée <strong>de</strong> Fermi-Walker) ;<br />

• le problème B.7 (Modèle d’étoile incompressible) ;<br />

• le problème B.8 (Vitesse du son relativiste) ;<br />

• le problème B.9 (Photon émis par une étoile) ;<br />

• le problème B.10 (Pression <strong>de</strong> radiation et effet Poynting-Robertson) ;<br />

• les questions 1 à 4 du problème B.13 (Tenseur <strong>de</strong> Killing et constante <strong>de</strong> Carter).<br />

6 Nous ne considérons ici que <strong>de</strong> la matière froi<strong>de</strong>, pour laquelle la pression est uniquement fonction<br />

<strong>de</strong> la <strong>de</strong>nsité. C’est une excellente approximation pour les naines blanches et les étoiles à neutrons [cf.<br />

cours TH9 (Frédéric Daigne)]. Si on doit prendre en compte la température, l’équation d’état <strong>de</strong>vient<br />

p = p(ρ, T ) et il faut ajouter une loi qui gouverne T (r) pour fermer le système.

Hooray! Your file is uploaded and ready to be published.

Saved successfully!

Ooh no, something went wrong!