Singularité nueEn relativité générale, une singularité nue () est une singularité gravitationnelle qui ne serait pas cachée derrière un horizon des événements. Le concept s'oppose à celui d'une singularité située à l'intérieur d'un trou noir, qui est cachée par l'horizon à partir duquel la force gravitationnelle courbe suffisamment l'espace-temps pour que même la lumière ne puisse s'en échapper. Par conséquent, les objets situés à l'intérieur de l’horizon des événements, y compris la singularité elle-même, ne peuvent être observés directement.
Static spacetimeIn general relativity, a spacetime is said to be static if it does not change over time and is also irrotational. It is a special case of a stationary spacetime, which is the geometry of a stationary spacetime that does not change in time but can rotate. Thus, the Kerr solution provides an example of a stationary spacetime that is not static; the non-rotating Schwarzschild solution is an example that is static. Formally, a spacetime is static if it admits a global, non-vanishing, timelike Killing vector field which is irrotational, i.
Approximation des champs faiblesL'approximation des champs faibles en relativité générale est utilisée pour décrire les champs gravitationnels loin de la source de la gravité. Elle permet de retrouver les lois de la gravitation de Newton. Dans cette approximation, on suppose qu'on peut écrire la métrique de l'espace-temps () sous la forme où est la métrique de Minkowski, est la déviation (faible) par rapport à cette dernière et une constante réelle non nulle.
Tenseur de RicciDans le cadre de la relativité générale, le champ de gravitation est interprété comme une déformation de l'espace-temps. Celle-ci est exprimée à l'aide du tenseur de Ricci. Le tenseur de Ricci est un champ tensoriel d'ordre 2, obtenu comme la trace du tenseur de courbure complet. On peut le considérer comme le laplacien du tenseur métrique riemannien dans le cas des variétés riemaniennes. Le tenseur de Ricci occupe une place importante notamment dans l'équation d'Einstein, équation principale de la relativité générale.
Effet UnruhL'effet Unruh, parfois aussi appelé radiation de Fulling-Davies-Unruh, prédit qu'un observateur en mouvement uniformément accéléré observera un rayonnement de corps noir, là où un observateur dans un référentiel inertiel n'en verra pas. Autrement dit, l'observateur en mouvement uniformément accéléré se retrouvera dans un environnement chaud à une température T. Il fut découvert (théoriquement) en 1976 par William Unruh de l'université de la Colombie-Britannique, mais n'a pas encore été mis expérimentalement en évidence.
Équation de BoltzmannL' équation de Boltzmann ou équation de transport de Boltzmann décrit le comportement statistique d'un système thermodynamique hors état d'équilibre, conçue par Ludwig Boltzmann en 1872. L'exemple classique d'un tel système est un fluide avec des gradients de température dans l'espace provoquant un flux de chaleur des régions les plus chaudes vers les plus froides, par le transport aléatoire mais orienté des particules composant ce fluide.
Instantvignette|Sur l'axe des nombres constitué par le temps, il y a deux points A et B dessus. L’instant est le plus petit élément constitutif du temps. En physique classique, un instant est un moment infinitésimal. Dans la conception subjective de l'instant, celui-ci est un moment très bref ; par exagération, un temps relativement court, quelle que soit sa durée absolue. L'instant est parfois assimilé au présent. En physique classique, un instant est un moment infinitésimal.
Quadrupôle électrostatiquevignette|Quadrupôle électrique. En électrostatique, un quadrupôle est une distribution de charges telle que les barycentres des charges positives et des charges négatives soient confondus. Soit une distribution de charges aux points . Cette distribution à support compact crée à une grande distance des charges (pour , avec longueur caractéristique de la distribution) un potentiel .
Numerical sign problemIn applied mathematics, the numerical sign problem is the problem of numerically evaluating the integral of a highly oscillatory function of a large number of variables. Numerical methods fail because of the near-cancellation of the positive and negative contributions to the integral. Each has to be integrated to very high precision in order for their difference to be obtained with useful accuracy. The sign problem is one of the major unsolved problems in the physics of many-particle systems.
Temps (physique)En physique, le temps est défini par une mesure : le temps est ce que mesure une horloge. Une horloge, dans le sens physique du terme, est un instrument de mesure fondé sur un phénomène périodique. Les horloges mesurent des durées, et non un temps absolu, ce concept suffit pour tous les calculs physiques. Le temps est une quantité physique fondamentale dénotée par le symbole . En physique classique, non relativiste, c'est une quantité scalaire.
