PARTICULES ÉLÉMENTAIRESCaractères généraux

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Comprendre la naissance de l'Univers

Comprendre de plus en plus finement la structure de la matière implique la connaissance de la physique à des énergies de plus en plus élevées (100 MeV à 10—15 m, 100 GeV à 10—18 m). Cela nous permet aussi de comprendre les premières fractions de seconde suivant la naissance de l'Univers. Si nous vivons dans un Univers en expansion, la densité et la température (énergie moyenne par particule) sont d'autant plus élevées que l'on essaie de remonter vers le passé. Après le big bang, pendant lequel l'Univers se serait formé il y a environ 15 milliards d'années, la température décroît comme l'inverse de la racine carrée du temps. À 10—10 seconde, elle correspond à une énergie de 100 GeV, typique de la physique des particules.

La température décroissant, les bosons W et Z se désintègrent sans pouvoir être recréés par collision de particules (quarks et leptons), qui n'ont plus l'énergie nécessaire pour permettre leur formation. Quand la température tombe à 200 MeV, le vide cesse d'être transparent à la couleur. Quarks, antiquarks et gluons deviennent confinés dans des hadrons. L'Univers a alors un peu moins d'une microseconde. Quand il a un dixième de seconde, la densité et la température tombent à un niveau tel que les neutrinos se dissocient du reste et s'échappent librement. Ils cessent alors d'assurer l'équilibre thermique entre protons et neutrons ce qui favorise les premiers, un peu plus légers, à mesure que la température tombe. La température vaut alors 3 MeV. Quand l'Univers a une seconde, la température est de 1 MeV, électrons et positons s'annihilent en grand nombre et il ne reste que le faible excédent (un milliardième) d'électrons présent au départ... Nous ne donnons ici que quelques étapes d'une histoire que la physique des particules permet de reconstituer.

Le nombre de familles de neutrinos (Nν = 3) qui a été mesuré est directement lié à la proportion d'hélium et d'hydrogène contenue dans l'Univers, une proportion que l'évolution stellaire a peu changé depuis la fin de la phase de [...]


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Niveaux de structure

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Énergie nucléaire

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Particules élémentaires : propriétés

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Modes d'interaction des quarks et des leptons

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Écrit par :

  • : physicien au Cern, Genève, membre de l'Académie des sciences de Suède, correspondant de l'Académie des sciences de France
  • : directeur de recherche émérite au CNRS, centre de physique théorique de l'École polytechnique, Palaiseau

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Fils d'un professeur de latin et de grec à l'université méthodiste de Dallas, James Watson Cronin est né le 29 septembre 1931 à Chicago. Il fit ses études supérieures à l'université de Chicago et y soutint sa thèse en 1955. Il rejoignit alors le groupe de physiciens travaillant auprès d'un nouvel accélérateur, le cosmotron de Brookhaven dans l'île de Long Island près de New York. Peu après la déco […] Lire la suite

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Pour citer l’article

Maurice JACOB, Bernard PIRE, « PARTICULES ÉLÉMENTAIRES - Caractères généraux », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 13 août 2020. URL : http://www.universalis.fr/encyclopedie/particules-elementaires-caracteres-generaux/