Trou noir de Kerr-Newman

En astronomie, un trou noir de Kerr-Newman est un trou noir de masse non nulle avec une charge électrique non nulle et un moment cinétique également non nul.

Historique

Le trou noir de Kerr-Newman^[1]^,^[2] (en anglais : Kerr-Newman black hole)^[2] est ainsi désigné en l'honneur du physicien Roy Kerr, découvreur de la solution de l'équation d'Einstein dans le cas d'un trou noir en rotation non chargé, et Ezra T. Newman, codécouvreur de la solution pour une charge non nulle, en 1965^[2]^,^[3]^,^[4].

Le trou noir de Kerr-Newman est décrit par la métrique du même nom^[5].

Métrique de Kerr-Newman

La métrique de Kerr-Newmann est la plus simple des solutions de l'équation d'Einstein à décrire un espace-temps à quatre dimensions, stationnaire, axisymétrique et asymptotiquement plat, en présence d'un champ électromagnétique^[6].

La métrique est une solution des équations d'Einstein-Maxwell^[7]^,^[8]. Elles s'obtiennent à partir d'un principe variationnel, en ajoutant l'action de Maxwell à celle d'Einstein-Hilbert^[9]. Elles consistent en l'équation d'Einstein sans constante cosmologique^[10] et couplée avec les équations de Maxwell dans le vide^[11].

En coordonnées de Boyer-Lindquist^[12], la métrique s'écrit :

\mathrm {d} s^{2}=-{\frac {\Delta }{\rho ^{2}}}\left(\mathrm {d} t-a\sin ^{2}\theta \,\mathrm {d} \phi \right)^{2}+{\frac {\sin ^{2}\theta }{\rho ^{2}}}\left[\left(r^{2}+a^{2}\right)\mathrm {d} \phi -a\,\mathrm {d} t\right]^{2}+{\frac {\rho ^{2}}{\Delta }}\mathrm {d} r^{2}+\rho ^{2}\mathrm {d} \theta ^{2}

^[13]^,^[14],

où^[15] :

\Delta \equiv r^{2}-{\frac {2GMr}{c^{2}}}+a^{2}+{\frac {GQ^{2}}{4\pi \epsilon _{0}c^{4}}}

^[16]

et^[15]^,^[17] :

\rho ^{2}\equiv r^{2}+a^{2}\cos ^{2}\theta

^[18]

\Sigma =\left(r^{2}+a^{2}\right)^{2}-a^{2}\Delta \sin ^{2}\theta

\omega =a\left(r^{2}+a^{2}-\Delta \right)/\Sigma

et finalement^[15] :

a\equiv {\frac {J}{cM}}

^[19],

où $M$ est la masse du trou noir, $J$ est le moment cinétique et $Q$ la charge électrique et où $c$ est la vitesse de la lumière, $G$ est la constante gravitationnelle et $\epsilon _{0}$ est la permittivité du vide.

Ainsi, en coordonnées de Boyer-Lindquist, la métrique de Kerr-Newman peut s'écrire comme celle de Kerr, à savoir^[20] :

\mathrm {d} s^{2}=-\alpha ^{2}c^{2}\mathrm {d} t^{2}+{\frac {\rho ^{2}}{\Delta }}\mathrm {d} r^{2}+\rho ^{2}\mathrm {d} \theta ^{2}+\varpi ^{2}\left(\mathrm {d} \phi -\omega \;c\mathrm {d} t\right)^{2}

,

avec^[21]^,^[22] :

{\frac {g_{tt}g_{\phi \phi }-g_{t\phi }^{2}}{g_{\phi \phi }}}=-\alpha ^{2}=-{\frac {\rho ^{2}}{\Sigma ^{2}}}\Delta

{\frac {g_{\phi t}}{g_{\phi \phi }}}=\beta ^{\phi }=-\omega

et^[21]^,^[23] :

g_{rr}={\frac {\rho ^{2}}{\Delta }}

g_{\theta \theta }=\rho ^{2}

g_{\phi \phi }=\varpi ^{2}={\frac {\Sigma ^{2}}{\rho ^{2}}}\sin ^{2}\theta

.

Contrainte et cas extrémal

La métrique de Kerr-Newmann décrit un trou noir si et seulement si $M^{2}\geq Q^{2}+a^{2}$ ^[24].

Le cas $M^{2}=Q^{2}+a^{2}$ décrit un trou noir extrémal^[25].

Cas limites

Lorsque $M=Q=a=0$ , la métrique de Kerr-Newmann se réduit à celle de Minkowski^[26], mais dans des coordonnées sphéroïdales peu habituelles.

Avec $M\neq 0$ , elle se réduit à la celle de Schwarzschild lorsque $Q=a=0$ ^[27]^,^[25].

Avec $M\neq 0$ et $Q\neq 0$ , elle se réduit à celle de Reissner-Nordström lorsque $a=0$ ^[28]^,^[25].

Avec $M\neq 0$ et $a\neq 0$ , elle se réduit à celle de Kerr lorsque $Q=0$ ^[29]^,^[25].

Extensions et généralisations

L'extension analytique maximale^[30] de la métrique de Kerr-Newnam a été étudiée par Robert H. Boyer (1932-1966) et Richard W. Lindquist^[31] ainsi que par Brandon Carter^[31].

La métrique de Kerr-Newman est une solution exacte de l'équation d'Einstein en l'absence de constante cosmologique (c.-à-d. pour $Λ = 0$ ). Elle a été généralisée afin de prendre en compte la présence d'une constante cosmologique non nulle ( $Λ \neq 0$ ). La métrique obtenue est dite de Kerr-Newman-de Sitter pour une constante cosmologique strictement positive ( $Λ > 0$ ) ; et de Kerr-Newman-anti de Sitter pour une constante cosmologique strictement négative ( $Λ < 0$ )^[32].

Horizons

Un trou noir de Kerr-Newman a deux horizons : un horizon des événements^[33] et un horizon de Cauchy^[33].

L'aire de l'horizon des événements d'un trou noir de Kerr-Newman est donnée par^[34] :

A=4\pi \left(r_{+}^{2}+a^{2}\right)

.

La singularité d'un trou noir de Kerr-Newmann est une singularité en anneau^[33]^,^[35], consistant en une courbe fermée^[36] de genre temps^[33]^,^[36] et de rayon $a$ ^[35] dans le plan équatorial^[33] $\theta =\pi /2$ ^[35].

Intérêts

Le résultat de Newmann représente la solution la plus générale de l'équation d'Einstein pour le cas d'un espace-temps stationnaire, axisymétrique, et asymptotiquement plat en présence d'un champ électrique en quatre dimensions. Bien que la métrique de Kerr-Newmann représente une généralisation de la métrique de Kerr, elle n'est pas considérée comme très importante en astrophysique puisque des trous noirs « réalistes » n'auraient généralement pas une charge électrique importante.

Notes et références

↑ Riazuelo 2018, p. 68.
↑ ^{a b et c} Taillet, Villain et Febvre 2013, p. 700, col. 1.
↑ Léauté 1977, p. 172.
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↑ ^{a b et c} Calmet 2015, chap. 1^er, § 1.1, p. 3.
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↑ Poisson 2004, chap. 5, sec. 5.7, § 8, p. 221.
↑ Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, § 33.2, p. 877 (33.3b).
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↑ ^{a et b} Thorne et Blandford 2021, chap. 26, sec. 26.5, § 26.5.1, p. 1278 (26.70b).
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↑ Straumann 2012, II^e partie, chap. 8, sec. 8.4, p. 468 (8.193). $g rr$ , $g θθ$ et $g φφ$ pour la métrique de Kerr-Newman.
↑ Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, I, B, p. 878.
↑ ^{a b c et d} Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, I, C, p. 878.
↑ Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Minkowski, p. 44.
↑ Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Schwarzschild, p. 44-45.
↑ Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Reissner-Nordström, p. 45.
↑ Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Kerr, p. 45.
↑ Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, II, G, p. 882-883.
↑ ^{a et b} Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, II, G, 2, p. 882, col. 2.
↑ Veselý et Žofka 2019, § 1, p. 314.
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↑ Alcubierre 2008, chap. 1^er, § 1.16, p. 56 (1.16.9).
↑ ^{a b et c} Alcubierre 2008, chap. 1^er, § 1.16, p. 55.
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Voir aussi

Bibliographie

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

Publications originales

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Études

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Dictionnaires et encyclopédies

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Articles connexes

Liens externes

(en) Kerr-Newman Black Hole, sur le site de scienceworld.
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Portail de l’astronomie

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[Léauté1977172-3] Léauté 1977, p. 172.

[Newman+_1965Newman_''<abbr_class="abbr_"_title="et_alii_(«_et_d’autres_»)"_lang="la">et_al.</abbr>''_1965-4] Newman et al. 1965.

[Hakim2001233-5] Hakim 2001, p. 233.

[RomeroVila201355<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;2</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;2.6</span>-6] Romero et Vila 2013, chap. 2, § 2.6, p. 55.

[FerrariGualtieriPani2020418<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;18</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;18.9-7] Ferrari, Gualtieri et Pani 2020, chap. 18, sec. 18.9, p. 418.

[PuglieseQuevedo2024341<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;12.2-8] Pugliese et Quevedo 2024, sec. 12.2, p. 341.

[FerrariGualtieriPani2020418,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="note(s)"_>n.</abbr>&nbsp;1</span><span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;18</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;18.9-9] Ferrari, Gualtieri et Pani 2020, chap. 18, sec. 18.9, p. 418, n. 1.

[Rovelli2022156<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;10</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;10.6-10] Rovelli 2022, chap. 10, sec. 10.6, p. 156.

[Baez2021320-11] Baez 2021, p. 320.

[MisnerThorneWheeler1973877<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;33.2</span>-12] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, § 33.2, p. 877.

[ChristensenDeWitt2011269-13] Christensen et DeWitt 2011, p. 269.

[MisnerThorneWheeler1973877_(33.2)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;33.2</span>-14] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, § 33.2, p. 877 (33.2).

[Calmet20153<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;<abbr_class="abbr"_title="Premier">1<sup>er</sup></abbr></span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;1.1</span>-15] {a b et c} Calmet 2015, chap. 1^er, § 1.1, p. 3.

[MisnerThorneWheeler1973877_(33.3a)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;33.2</span>-16] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, § 33.2, p. 877 (33.3a).

[Poisson2004221<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;5</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;5.7,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;8</span>-17] Poisson 2004, chap. 5, sec. 5.7, § 8, p. 221.

[MisnerThorneWheeler1973877_(33.3b)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;33.2</span>-18] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, § 33.2, p. 877 (33.3b).

[MisnerThorneWheeler1973877_(33.4)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;33.2</span>-19] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, § 33.2, p. 877 (33.4).

[ThorneBlandford20211278_(26.70a)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;26</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;26.5,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;26.5.1</span>-20] Thorne et Blandford 2021, chap. 26, sec. 26.5, § 26.5.1, p. 1278 (26.70a).

[ThorneBlandford20211278_(26.70b)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;26</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;26.5,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;26.5.1</span>-21] {a et b} Thorne et Blandford 2021, chap. 26, sec. 26.5, § 26.5.1, p. 1278 (26.70b).

[Straumann2012468_(8.196)_et_(8.197)<abbr_class="abbr"_title="Deuxième">II<sup>e</sup></abbr>&nbsp;partie,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;8</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;8.4<span_class="texhtml"_>α<sup>2</sup></span>_et_<span_class="texhtml"_>β<sup>φ</sup></span>_pour_la_métrique_de_Kerr-Newman.-22] Straumann 2012, II^e partie, chap. 8, sec. 8.4, p. 468 (8.196) et (8.197). $α 2$ et $β φ$ pour la métrique de Kerr-Newman.

[Straumann2012468_(8.193)<abbr_class="abbr"_title="Deuxième">II<sup>e</sup></abbr>&nbsp;partie,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;8</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="section"_>sec.</abbr>&nbsp;8.4<span_class="texhtml"_>''g''<sub>rr</sub></span>,_<span_class="texhtml"_>''g''<sub>θθ</sub></span>_et_<span_class="texhtml"_>''g''<sub>φφ</sub></span>_pour_la_métrique_de_Kerr-Newman.-23] Straumann 2012, II^e partie, chap. 8, sec. 8.4, p. 468 (8.193). $g rr$ , $g θθ$ et $g φφ$ pour la métrique de Kerr-Newman.

[MisnerThorneWheeler1973878<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><span_class="lang-en"_lang="en">box</span>_33.2</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="1"_><span_class="romain"_style="text-transform:uppercase">I</span></abbr>,_B-24] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, I, B, p. 878.

[MisnerThorneWheeler1973878<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap"><span_class="lang-en"_lang="en">box</span>_33.2</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="1"_><span_class="romain"_style="text-transform:uppercase">I</span></abbr>,_C-25] {a b c et d} Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, I, C, p. 878.

[Frè201244<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;3</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;3.2</span>,_''Minkowski''-26] Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Minkowski, p. 44.

[Frè201244-45<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;3</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;3.2</span>,_''Schwarzschild''-27] Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Schwarzschild, p. 44-45.

[Frè201245<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;3</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;3.2</span>,_''Reissner-Nordström''-28] Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Reissner-Nordström, p. 45.

[Frè201245<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;3</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;3.2</span>,_''Kerr''-29] Frè 2012, chap. 3, § 3.2, Kerr, p. 45.

[MisnerThorneWheeler1973882-883<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap">box_33.2</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="2"_><span_class="romain"_style="text-transform:uppercase">II</span></abbr>,_G-30] Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, II, G, p. 882-883.

[MisnerThorneWheeler1973882,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="colonne(s)"_>col.</abbr>&nbsp;2</span><span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;33</span>,_<span_class="nowrap">box_33.2</span>,_<abbr_class="abbr_"_title="2"_><span_class="romain"_style="text-transform:uppercase">II</span></abbr>,_G,_2-31] {a et b} Misner, Thorne et Wheeler 1973, chap. 33, box 33.2, II, G, 2, p. 882, col. 2.

[VeselýŽofka2019314<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;1</span>-32] Veselý et Žofka 2019, § 1, p. 314.

[Chandrasekhar198643table_1,_''<abbr_class="abbr_"_title="sub_verbo_(«_à_l'article_»)"_>s.v.</abbr>''Kerr-Newman_(solution)-33] {a b c d et e} Chandrasekhar 1986, table 1, s.v.Kerr-Newman (solution), p. 43.

[Alcubierre200856_(1.16.9)<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;<abbr_class="abbr"_title="Premier">1<sup>er</sup></abbr></span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;1.16</span>-34] Alcubierre 2008, chap. 1^er, § 1.16, p. 56 (1.16.9).

[Alcubierre200855<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;<abbr_class="abbr"_title="Premier">1<sup>er</sup></abbr></span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="paragraphe(s)"_>§</abbr>&nbsp;1.16</span>-35] {a b et c} Alcubierre 2008, chap. 1^er, § 1.16, p. 55.

[FrolovNovikov1998237<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="chapitre(s)"_>chap.</abbr>&nbsp;6</span>,_<span_class="nowrap"><abbr_class="abbr_"_title="section(s)"_>sect.</abbr>_6.6</span>-36] {a et b} Frolov et Novikov 1998, chap. 6, sect. 6.6, p. 237.

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v · m Trou noir
Type	Schwarzschild En rotation Chargé (en) Virtuel
Dimension	Micro Extrémal Électronique Stellaire De masse intermédiaire Supermassif Quasar galaxie active blazar amas
Formation	Évolution stellaire Effondrement gravitationnel Étoile à neutrons autres Objet compact étrange exotique Limite d'Oppenheimer-Volkoff Naine blanche Supernova Hypernova Unnova Sursaut gamma
Propriété	Thermodynamique entropie Rayon de Schwarzschild Relation M-sigma Horizon physique horizon d'un trou noir horizon des événements dyadosphère Oscillations quasi périodiques Sphère de photons Ergosphère Évaporation Processus de Penrose Processus de Blandford–Znajek (en) Accrétion de Bondi Spaghettification Événement de rupture par effet de marée Lentille gravitationnelle
Modèle	Singularité gravitationnelle théorèmes sur les singularités Trou noir primordial Gravastar Étoile noire (mécanique newtonienne) Étoile d'énergie noire (en) Étoile noire (semi-classique) Effondrement gravitationnel objet à magnétosphère s'effondrant éternellement (en) Fuzzball Trou blanc Singularité nue Singularité de l'anneau Singularité d'Immirzi (en) Paradigme de la membrane (en) Kugelblitz Trou de ver Quasi-étoile
Problèmes	Théorème de calvitie Paradoxe de l'information Censure cosmique Trou noir sans singularité Principe holographique Complémentarité Mur de feu ER = EPR
Métrique	Schwarzschild Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman
Observation	Rossi X-ray Timing Explorer Système stellaire hyper compact
Liste	Trous noirs Les plus massifs Quasars Microquasars
Autre	Historique Voyage vers un trou noir (en)