GRAVITATION ET ASTROPHYSIQUE

Si l'on excepte la théorie classique de l'électromagnétisme, introduite bien plus tard par James Clerk Maxwell (1865), aucune théorie physique d'expression aussi simple que la loi du carré inverse de la distance, de Newton (1687), n'a jamais été aussi féconde. Si on laisse de côté quelques phénomènes « exotiques » découverts depuis la fin des années soixante, presque tous les phénomènes astrophysiques connus peuvent être décrits correctement par la théorie newtonienne. Les théoriciens de la gravitation espèrent que les progrès des techniques d'observation et d'expérimentation à la fois astronomiques et terrestres modifieront cette situation (par exemple par l'observation de trous noirs ou la détection d'ondes gravitationnelles), mais, pour l'instant, il est toujours vrai que les quelques phénomènes observés avec certitude et dont l'explication exige l'utilisation d'une théorie plus sophistiquée, comme celle d'Einstein (cf. relativité), sont intrinsèquement d'importance mineure. En dehors de la première section d'introduction, le présent article se limitera donc aux phénomènes qui peuvent être décrits simplement en termes newtoniens.

Généralités

Le terme « gravitation » est employé depuis l'époque de Newton pour désigner le mécanisme de l'attraction résiduelle mutuelle agissant à distance entre les objets, indépendamment de la nature spécifique de la matière dont ils sont constitués. Cette propriété – indépendance de la nature de la matière – fut établie par Galilée en 1638, avec la formulation de ce qui est maintenant connu sous le nom de principe d'équivalence. Celui-ci traduit le fait que, si les effets mettant en jeu la nature physico-chimique des corps (comme la résistance de l'air, les forces magnétiques...) sont éliminés, n'importe quel petit corps tombera vers la Terre avec la même accélération g (par rapport à un repère de référence lié à la Terre). Newton interpréta ce champ gravitationnel apparent g mesuré localement comme la somme d'une petite contribution centrifuge (compensant l'accélération due à la rotation de la Terre) et d'une contribution strictement gravitationnelle γ, où le vecteur champ γ doit être envisagé comme s'étendant à tout l'espace et représentant l'accélération totale (par rapport à un repère inertiel) de tout corps libre de l'influence de forces non gravitationnelles. Newton compléta sa théorie en postulant que γ se compose de la somme des contributions de chaque élément microscopique de matière, proportionnellement à leur masse, en suivant la célèbre loi de l'inverse du carré de la distance. Si r représente la distance à l'élément et →ı le vecteur unitaire orienté dans sa direction, le champ gravitationnel est donné par :

où Σ représente une sommation sur tous les éléments de masse m non nulle, et où G est la constante d'attraction universelle. Dans le cas d'un objet sphérique, l'évaluation de la sommation peut être obtenue immédiatement : le champ à l'extérieur de l'objet est le même que si un seul élément microscopique de masse M = Σ m était placé en son centre.

La théorie newtonienne, exprimée par l'équation (1), est non seulement capable de rendre compte des lois de Kepler, déjà connues (1621), qui gouvernent le mouvement périodique des planètes autour du Soleil, ou des satellites autour des planètes, mais elle permet aussi de prévoir correctement les dérives de ce mouvement périodique dues aux interactions entre planètes. Réciproquement, et de manière tout à fait indépendante, la première grande réussite de la théorie fut son utilisation, par Urbain Jean Joseph Le Verrier et John Couch Adams, pour prédire l'existence de la planète Neptune, jamais observée jusqu'alors, afin d'expliquer les anomalies des orbites des autres planètes. La faculté de la théorie de Newton de permettre des prévisions qualitatives et quantitatives précises dans des contextes d'une grande généralité surclassait tout ce qui était connu jusque-là. En outre, à part quelques anomalies qui ne sont pratiquement pas mesurables (la plus import [...]

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