PARTICULES ÉLÉMENTAIRES
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- Écrit par Maurice JACOB et Bernard PIRE
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 fusion qui débute, lentement d'abord, à 1 s, pour s'emballer et s'achever à 200 s. On pense que l'Univers contient une masse cachée de l'ordre de six fois supérieure à celle qui est aujourd'hui reconnue. C'est en physique des particules qu'on cherche sa nature et sa raison d'être.
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Écrit par
- Maurice JACOB : physicien au Cern, Genève, membre de l'Académie des sciences de Suède, correspondant de l'Académie des sciences de France
- Bernard PIRE : directeur de recherche émérite au CNRS, centre de physique théorique de l'École polytechnique, Palaiseau
Classification
Pour citer cet article
Maurice JACOB et Bernard PIRE. PARTICULES ÉLÉMENTAIRES [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )
Article mis en ligne le et modifié le 21/03/2024
Médias
Niveaux de structure
Encyclopædia Universalis France
Énergie nucléaire
Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.
Particules élémentaires : propriétés
Encyclopædia Universalis France
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