Baryogénèse

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
La baryogénèse se serait produite après l'inflation (en beige), mais bien avant la première seconde suivant le Big Bang. Elle se situerait dans les parties jaune-orange du schéma ci-haut.

En cosmologie, la baryogénèse[note 1] désigne une ou des périodes de formation des baryons lors de l'univers primordial. Ainsi, d'après la théorie du Big Bang, lors des premiers instants de l'Univers, ce dernier était trop chaud pour permettre l'existence de la matière. Cette dernière ce serait formée à partir du moment où l'Univers est devenu suffisamment froid pour ce faire. L'époque de la baryogénèse n'est pas connue avec certitude. Elle se situerait entre 10-32 et 10-12 s après le Big Bang (cf. #Modèles).

Les principales hypothèses situent la baryogénèse dans deux ères : La baryogénèse de grande unification, qui se produirait pendant, ou peu après l'ère de grande unification, et la baryogénèse électrofaible, qui se produirait lors de la transition électro-faible.

À la suite de ce processus, on constate une asymétrie entre la matière et l'antimatière, au minimum dans la répartition spatiale, qui permet l'existence de la matière.

Histoire[modifier | modifier le code]

La découverte du fond diffus cosmologique en 1965 a grandement contribué à faire du modèle du Big Bang le modèle de formation et d'évolution de l'Univers le plus accepté de nos jours.
Article détaillé : Big Bang.

Formulée à partir de la fin des années 1920, la théorie du Big Bang affirme que les propriétés physiques de l'Univers ont changées au cours de son histoire, passant d'un état extrêmement petit, dense et chaud à un état très grand, dilué et froid que nous observons aujourd'hui[2]. Selon cette théorie, lors des premiers instants de l'Univers, ce dernier était trop chaud pour permettre l'existence de la matière. Les théoriciens établissent l'apparition de cette dernière lors de la baryogénèse, i.e. à partir du moment où l'Univers est devenu suffisamment froid pour que celle-ci puisse prendre forme par la formation des baryons[2].

Découverte de l'antimatière[modifier | modifier le code]

Dans ce diagramme de Feynman, un électron et un positron s'annihilent en produisant un photon virtuel qui devient une paire quark-antiquark, puis émettent un gluon. (Le temps va de gauche à droite, et la dimension spatiale va de haut en bas.)
Article détaillé : antimatière.

Vers 1928, travaillant sur la mécanique quantique relativiste appliquée à l'électron, le physicien Paul Dirac formule l'équation de Dirac[3]. Cette dernière mène à l'idée de l'existence d'antiparticules, dont l'observation se produit pour la première fois en 1932 lorsque Carl David Anderson met en évidence le positron[4],[5].

Au début des années 1950, des chercheurs tels Julian Schwinger développent la symétrie CPT[6], qui stipule, notamment, que chaque particule et antiparticule possède exactement la même masse et durée de vie, mais une charge diamétralement opposée. En 1956, on détecte pour la première fois des antiprotons[7]. Depuis cette époque, on a observé en laboratoire l'existence d'une antiparticule pour chaque particule connue. De plus, chaque production de matière en laboratoire amène la production en quantité égale d'antimatière, et vice versa[7].

En conditions de températures « normales », particule (p) et antiparticule (\bar p) s'annihilent en quantité strictement égale sous forme d'énergie lumineuse (\gamma) selon l'équivalence masse-énergie[8],[9] :

p \bar p \to \cdots \pi^0 \cdots \to 2\gamma

\pi^0 est un pion.

Toute existence de matière dépend conséquemment de l'absence de contact avec l'antimatière, autrement l'Univers ne serait composé, à peu de chose près, que de pure lumière[10]. De ce fait, deux principaux scénarios sont envisagés pour expliquer l'observation de quantité infime d'antimatière de nos jours dans l'univers observable : soit l'Univers a débuté avec une « préférence » pour la matière (le nombre baryonique total de l'Univers était différent de 0)[11], soit l'Univers était parfaitement symétrique à l'origine et qu'une série de phénomènes ont mené, avec le temps, à un débalancement en faveur de la matière. Le second scénario est généralement préféré au premier[11] depuis l'énoncé des conditions de Sakharov[9] et les chercheurs y adhérant théorisent que l'asymétrie matière-antimatière se serait produite lors de la baryogénèse[8], qui aurait mené à une asymétrie baryonique, évaluée à environ une particule par milliard (ppb)[12],[13].

Article détaillé : asymétrie baryonique.

Conditions de Sakharov[modifier | modifier le code]

Timbre russe créé à l'effigie d'Andreï Sakharov.
Article détaillé : conditions de Sakharov.

En 1967, le physicien russe Andreï Sakharov émet trois conditions que doit suivre la baryogénèse pour mener à une asymétrie baryonique[14] :

  1. Que la matière et l'antimatière obéissent à des lois physiques différentes. Cela se traduit par une violation de la symétrie C et de la symétrie CP,
  2. Qu'il existe un processus violant la conservation du nombre baryonique. En effet, le nombre baryonique est égal à la différence entre le nombre de particules de matière (plus précisément le nombre de baryons) et le nombre de particules d'antimatière (d'antibaryons). Ce nombre est supposé initialement nul, et est non nul à l'issue de la baryogénèse, puisque celle-ci génère un excès de baryons,
  3. Qu'il y ait rupture de l'équilibre thermique. En effet, à l'équilibre thermique, les taux de réactions produisant un excès de baryons sont égaux à ceux produisant des antibaryons. Ce n'est que lorsque l'équilibre thermique n'est pas établi que l'un des deux types de réactions peut prendre le pas sur l'autre.

Connues par la suite sous le nom de conditions de Sakharov, ces dernières seront ignorées un certain temps par la communauté scientifique. Cependant à partir de 1974, avec la mise de l'avant de certains modèles de grande unification tels ceux de Pati–Salam (en) et de Georgi–Glashow (en), l'idée de la création d'une asymétrie baryonique lors de la baryogénèse fait son chemin[15]. En 1978, une équipe de chercheurs menée par A. Yu. Ignatiev ainsi que le chercheur Yoshimura Motohiko publient sur le sujet et lancent les recherches en ce sens[16],[17],[15]. De nos jours, la majorité des modèles de baryogénèse sont formulés en tenant compte des conditions de Sakharov[15].

Modèles[modifier | modifier le code]

Variation des constantes de couplage des quatre interactions fondamentales de la physique en fonction de l'énergie. Les modèles de baryogénèse situent cette dernière lors de la séparation entre l'interaction forte (\alpha_s) et électrofaible (\alpha_{W+em}) ou lors de la transition électro-faible (\alpha_W et \alpha_{em}).

L'époque de la baryogénèse n'est pas connue avec certitude. On cherche habituellement des scénarios pour lesquels les conditions de Sakharov sont satisfaites et qui permettent de générer la quantité voulue de matière baryonique N_B par rapport à l'antimatière baryonique N_\bar B et à la quantité de photons fossiles N_\gamma, pour donner un certain excès \beta_0 selon la relation[9] :

\beta_0=\frac{({N_B}-{N_\bar B})}{N_\gamma}\approx 3 \times 10^{-10}

Ce nombre est évalué en fonction du rapport entre la densité photons fossiles par rapport à la densité de matière observés dans l'Univers actuel[18].

On distingue essentiellement deux types de scénarios de baryogénèse :

Dans les deux cas, la baryogénèse se produit longtemps avant la nucléosynthèse primordiale. Celle-ci est donc indépendante du processus exact de baryogénèse, mais uniquement sensible à l'abondance résiduelle de matière ordinaire. C'est cette dernière que l'on contraint par la mesure de l'abondance des éléments légers.

Les scénarios de baryogénèse électrofaible sont de nos jours plus « populaires » car ils impliquent des énergies qui sont à « portée de main » des accélérateurs de particules actuels[19],[20].

Baryogénèse de grande unification[modifier | modifier le code]

Baryogénèse électrofaible[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Baryogenesis » (voir la liste des auteurs)

  1. parfois orthographiée baryogenèse[1].
  1. Arnaud Robert, « Baryogenèse, modèle standard électrofaible et au delà... : voyage au coeur de la violation de CP », IN2P3, Lycée Fabert (Metz),‎ 10 juillet 2007
  2. a et b George Gamow (trad. de l'anglais par Geneviève Guéron), La Création de l'Univers [« Creation of the Universe »], Paris, Dunod,‎ 1961, 2e éd. (1re éd. 1951), 166 p.
  3. (en) Paul Dirac, « The Quantum Theory of the Electron », Proceedings of the Royal Society of London A, vol. 117, no 778,‎ 1928, p. 610–624 (DOI 10.1098/rspa.1928.0023, Bibcode 1928RSPSA.117..610D)
  4. Reeves 1995, p. 38.
  5. (en) « for his discovery of the positron » in Personnel de rédaction, « The Nobel Prize in Physics 1936 », Fondation Nobel, 2010. Consulté le 15 juin 2010
  6. (en) Julian Schwinger, « The Theory of Quantized Fields I », Physical Review, vol. 82, no 6,‎ 1951, p. 914 (DOI 10.1103/PhysRev.82.914)
  7. a et b Reeves 1995, p. 39
  8. a et b Davidson 2011, p. 70
  9. a, b et c Dolgov 1992, p. 311
  10. Reeves 1995, p. 87.
  11. a et b Davidson 2011, p. 72
  12. Reeves 1995, p. 41 et 45.
  13. a et b Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique, Éditions du Renouveau Pédagogique,‎ 2002, 2e éd., 618 p. (ISBN 978-2-7613-1184-7, présentation en ligne), p. 384-385
  14. Sakharov 1967.
  15. a, b et c Dolgov 1997, p. 1-2
  16. (en) A. Yu. Ignatiev, N. V. Krasnikov, V. A. Kuzmin et A. N. Tavkhelidze, « Universal CP-noninvariant superweak interaction and bayron asymmetry of the universe », Physics Letters B, vol. 76, no 4,‎ 19 juin 1978, p. 436–438 (résumé)
  17. (en) Motohiko Yoshimura, « Unified Gauge Theories and the Baryon Number of the Universe », Phys. Rev. Lett., vol. 41,‎ 31 juillet 1978, p. 281 (DOI 10.1103/PhysRevLett.41.281, résumé)
  18. Reeves 1995, p. 40.
  19. Dolgov 1997, p. 2.
  20. Dolgov 1992.

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Document utilisé pour la rédaction de l’article : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Sur les autres projets Wikimedia :

Articles connexes[modifier | modifier le code]