#relativité-restreinte

1. Mise en scène

Imaginez deux horloges parfaitement synchronisées. Placez-en une dans un vaisseau filant à grande vitesse et laissez l’autre sur Terre. À la réunion, surprise : elles n’affichent plus la même heure. Comment est-ce possible ? Grâce à la relativité de la simultanéité.

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2. Relativité de la simultanéité : que signifie « maintenant » ?

Deux observateurs en mouvement relatif ne s’accordent pas sur le caractère simultané de deux événements. Ce qui est instantané pour l’un ne l’est pas pour l’autre, à cause des transformations de Lorentz.

Rappel mathématique (transformations de Lorentz)  

$$ t = \gamma\Bigl(t_0 + \dfrac{v\,x_0}{c^{2}}\Bigr), \quad x = \gamma\bigl(x_0 + v\,t_0\bigr) \\[4pt] \text{où}\quad \gamma = \dfrac{1}{\sqrt{1 - v^{2}/c^{2}}} $$

Pour la déduction complète, voyez L’invariant espace-temps : de Minkowski à 𝐸² = 𝑝²𝑐² + 𝑚²𝑐⁴.

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3. Dilatation du temps : la durée dépend de la vitesse

Historique : en 1971, Joseph Hafele et Richard Keating ont fait le tour du monde avec des horloges atomiques ; comparées à celles restées au sol, elles ont confirmé la dilatation temporelle d’Einstein.

$$ \Delta t = \gamma\,\Delta \tau \quad\text{où}\quad \gamma = \dfrac{1}{\sqrt{1 - v^{2}/c^{2}}} $$

• $\Delta \tau$ : temps propre, mesuré par l’observateur au repos.  
• $\Delta t$ : temps mesuré par l’observateur voyant l’événement en mouvement.

Exemple classique : les muons des rayons cosmiques (vie propre 2,2 µs) parviennent au sol grâce à la dilatation du temps vue depuis la Terre.

En physique classique, additionner des vitesses est un jeu d’enfant. Si une Mustang 🐎 roule à \(100\ \mathrm{km/h}\) et lance une balle vers l’avant à \(20\ \mathrm{km/h}\) (par rapport à la voiture), un observateur fixe la verra à \(120\ \mathrm{km/h}\). Facile, non ? Mais lorsque Einstein est arrivé, ces additions confortables ont volé en éclats.

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Pourquoi n’additionne-t-on pas les vitesses normalement ?

La relativité restreinte nous impose une autre formule aux vitesses proches de celle de la lumière :

$$ u = \frac{u' + v}{1 + \dfrac{u'\,v}{c^2}} $$

• \(u\) est la vitesse résultante, mesurée dans le référentiel fixe.  
• \(u'\) est la vitesse de l’objet dans le référentiel mobile.  
• \(v\) est la vitesse du référentiel mobile par rapport au fixe.  
• \(c\) est la vitesse de la lumière (\(299{,}792{,}458\ \mathrm{m/s}\)).

Cette formule garantit que l’on ne dépasse jamais \(c\), préservant ainsi la cohérence de l’univers !

Par exemple, si un vaisseau voyage à \(0{,}8c\) et lance une sonde à \(0{,}7c\) par rapport à lui, la vitesse mesurée de l’extérieur n’est PAS \(1{,}5c\). C’est :

$$ u = \frac{0{,}7c + 0{,}8c}{1 + 0{,}7\times0{,}8} = \frac{1{,}5c}{1 + 0{,}56} \approx 0{,}96c $$

Vite oui ; plus vite que la lumière, jamais !

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Le paradoxe de l’échelle 🪜 🏠

Cette logique relativiste produit des situations à la fois amusantes et déconcertantes, comme le paradoxe de l’échelle (ou « paradoxe de la grange »).

1. Mise en scène

Lorsque Albert Einstein publia son « année miraculeuse » en 1905, il traitait encore l’espace et le temps comme des entités séparées. Ce fut Hermann Minkowski (1908) qui déclara la phrase célèbre :

« Désormais l’espace à lui seul, et le temps à lui seul, sont condamnés à se fondre en de simples ombres ; seule une sorte d’union des deux conservera une réalité indépendante. »

Cette “union” est l’intervalle \(s\). Nous verrons pourquoi il est invariant — identique pour tous les observateurs inertiels — et comment cela nous oblige à redéfinir énergie et quantité de mouvement.

Ce même intervalle soutient des concepts fondamentaux comme l’équivalence masse-énergie, expliquée en détail dans Pourquoi 𝐸 = 𝑚𝑐².

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2. Brève histoire de l’intervalle

Coup de projecteur culturel 🎸 : en 1908, alors que Minkowski révolutionnait la physique, le tango “El Choclo” balayait Buenos Aires – un bel exemple d’avancée latino-américaine.

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3. Transformations de Lorentz en bref

Pour deux référentiels inertiels \(\mathcal{S}\) et \(\mathcal{S}'\) de vitesse relative \(v\) selon l’axe \(x\) :

$$ \begin{aligned} x' &= \gamma\,\bigl(x - vt\bigr) \\[6pt] t' &= \gamma\!\left(t - \frac{v\,x}{c^{2}}\right) \\[6pt] \gamma &= \frac{1}{\sqrt{1 - v^{2}/c^{2}}} \end{aligned} $$

1. Mise en scène  

Tout a commencé quand Albert Einstein, en 1905, s’est demandé si la lumière pouvait exercer une poussée (« recul » du canon à photons) et ce que cela impliquait pour la conservation de l’énergie et de la quantité de mouvement. La réponse fut radicale : la masse est de l’énergie stockée. Voyons pourquoi.

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2. Pistes historiques et expériences clés  

• Fusion dans le Soleil : la masse « manquante » dans la réaction se convertit en énergie qui illumine le Soleil.  
• Radioactivité (Marie Curie) : les noyaux « perdent » de la masse en émettant particules et photons.  
• Bombe atomique (Trinity 1945) : \(\sim 0,7 g\) de masse transformés en \(5\times10^{13}\text{J}\) d’énergie.

🎼 Fait musical :   Metastasis d’Iannis Xenakis (1954) applique des formules mathématiques et des structures architecturales à la composition musicale, un vrai mariage de la science et de l’art sonore.

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3. Relativité restreinte en trois idées  

1. Principe de relativité : les lois de la physique sont les mêmes dans tous les référentiels inertiels.  
2. Vitesse limite \(c\) : aucune information ne voyage plus vite que la lumière dans le vide.  
3. Invariant d’espace-temps :     $$     s^{2} = c^{2}t^{2} - x^{2} - y^{2} - z^{2}.   $$

Envie d’approfondir cet invariant fondamental ? Découvrez-le en détail dans « L’invariant espace-temps : de Minkowski à 𝐸² = 𝑝²𝑐² + 𝑚²𝑐⁴ ».

Ces trois piliers mènent à de nouvelles formules pour le moment et l’énergie.

1. Du sifflet d’ambulance au cosmos : qu’est-ce que mesure l’effet Doppler ?  

En acoustique, on entend la montée de la fréquence quand une ambulance arrive et sa descente quand elle s’éloigne.   En relativité, l’effet Doppler s’applique à la lumière, pas au son, et la formule classique ne suffit plus.

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2. Doppler longitudinal : fréquence et longueur d’onde  

Pour un émetteur et un récepteur s’éloignant ou se rapprochant selon la ligne de visée :   $$ \frac{\lambda_{\text{obs}}}{\lambda_{\text{em}}} = \sqrt{\frac{1 + \beta}{1 - \beta}}, \quad \beta = \frac{v}{c}. $$   En termes de fréquences :   $$ \nu_{\text{obs}} = \nu_{\text{em}}\, \sqrt{\frac{1 - \beta}{1 + \beta}}. $$  

• Si \(v>0\) (éloignement) : décalage vers le rouge (\(\lambda_{\text{obs}}>\lambda_{\text{em}}\)).  
• Si \(v<0\) (approche) : décalage vers le bleu (\(\lambda_{\text{obs}}<\lambda_{\text{em}}\)).  

Exemple astronomique :   Une planète en orbite à 30 km/s provoque un décalage d’environ 0,01 nm sur une raie de fer, suffisant pour sa détection.

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3. Aberration de la lumière : changement d’angle apparent  

L’aberration modifie l’angle \(\theta\) entre un rayon lumineux et la direction du mouvement. Si \(\theta\) est mesuré par la source et \(\theta'\) par l’observateur :   $$ \cos\theta' = \frac{\cos\theta - \beta}       {1 - \beta\,\cos\theta}. $$  

• Pour \(\theta=90^\circ\) : les étoiles semblent “poussées” vers la direction du déplacement terrestre, jusqu’à un maximum d’environ \(20{,}5''\).