« Cosmologie/Les processus de baryogenèse et nucléosynthèse » : différence entre les versions

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[[File:Matiere neutre transparente.jpeg|vignette|upright=0.75|La matière neutre est transparente, ce qui induit un découplage des photons.]]
 
Le cas le plus classique est celui du '''découplage des photons''', qui s'est produit {{formatnum:380000}} ans après le big bang, lorsque la matière est passée de l'état de plasma à un gaz d'atomes. Avant cele découplage, la matière était composée d'un plasma d'électrons libres, de baryons (protonset de photons. Ce plasma formait un fluide unique, neutronsavec une pression, une température, noyauxune densité d'atomes)énergie, et de photonsetc. Les photons interagissaient fortement avec les électrons, par diverses processus (diffusion Compton, et autres). Ces interactions faisaient que les photons échangeaient de la quantité de mouvement avec les électrons, ce qui redistribuait la température. : lesLes photons chauffaient les électrons et réciproquement. Un équilibre thermique s'était ainsi installé entre photons et électrons libres, les deux ayant la même température/énergie cinétique moyenne. Cet équilibre incluait aussi les baryons, bien que les baryons n'interagissaient pas directement avec les photons. : lesLes baryons interagissaient fortement avec les électrons, qui servaient d'intermédiaires avec les photons. Ce plasma avait naturellement des propriétés thermodynamiques simples : une pression, une température, un volume, etc. Sa pression était essentiellement causée par la pression de radiation des photons, avec une participation mineure de la pression des électrons libres et des baryons.
 
AprèsLa letempérature découplagediminuant, les électronsinteractions seentre sontmatière miset àphotons orbiteront autoursoudainement descessé noyaux,lorsque formantla destempérature atomesest tombée sous les 3000 K. CesLes électronsphotons npresque cessé d'étantinteragir plusavec libres,la ilsmatière interagissaientet bienont moinscontinué avecleur lesvie photonschacun dans leur coin. LesA photonscette n'avaienttempérature, plusles d’électronsélectrons libresse àsont disposition,associés ceux-ciaux étantnoyaux enfermésatomiques danspour lesformer des atomes. LesCes photonsatomes ontinteragissant doncpeu vuavec leursle interactionsrayonnement, avecle laplasma matières'est diminuerdivisé fortementen deux gaz indépendants : un gaz de matière, etqui onts'est continuécondensé leurpour viedonner chacundes dansgalaxies leuret coin.autres Unestructures, partieet un gaz de cesphoton. photonsCe ontdernier a survécusubsisté jusqu’à aujourd'hui etsous continuentla forme d'un ensemble de sephotons baladerde dansfaible température, que l'universon :peut ilscapter formentavec certains instruments. Ce gaz est appelé le '''fond diffus cosmologique''', aussi appelé le '''rayonnement de fond diffus cosmologique''', aussiou appeléencore le CMB (Cosmic Microwave Background).
 
: La même chose a eu lieu pour les neutrinos et anti-neutrinos qui se sont découplés de la matière et des photons un peu avant les photons. Ce fond diffus de neutrinos est malheureusement nettement moins étudié que le fond diffus cosmologique, car les neutrinos n'interagissent pas beaucoup avec la matière, et qu'ils sont donc difficiles à détecter. Nous n'en parlerons donc pas dans ce cours, par manque d'informations à leur sujet. Pour le moment, concentrons-nous sur le découplage des photons.
 
Les observations montrent que le CMB est un rayonnement de corps noir quasiment parfait, ce qui est en accord avec la théorie. Le fait que le CMB soit un rayonnement de corps noir signifie que l'on peut lui attribuer une température. Au moment du découplage, on sait que le gaz de photons devait avoir la même température que le plasma. Sans expansion, cette température serait égale à la température du plasma au moment du découplage, qui a été conservée par le gaz de photons. Mais l'expansion a décalé ce rayonnement de corps noir vers le rouge, diminuant sa température. La température du fond diffus a donc diminuée en conséquence. De nos jours, les mesures donnent une température d'environ 2,735 Kelvin.
 
[[File:Cmbr.svg|centre|vignette|upright=2.0|Comparaison du CMB avec un rayonnement de corps noir.]]
 
===La découverte du CMB===
 
Les observations ne sont pas complètement compatibles avec cette approximation, bien que le modèle de Saha colle à-peu-près. Les mesures semblent indiquer non seulement que la température calculée n'est pas tout à fait exacte, mais qu'en plus, le découplage a pris plus de temps, s'est déroulé plus lentement. Pour obtenir des résultats plus précis, divers modèles ont étés inventés par les physiciens. Le plus simple de ces modèles est le ''modèle de Peebles'', aussi connu sous le nom de modèle d'atome à trois étages. Il a été complété par de nombreux modèles, qui sont devenus de plus en plus complexes avec le temps, incluant de plus en plus d'acquis théoriques provenant de la physique atomique. Nous ne parlerons pas de ces modèles, qui sont assez compliqués pour ce cours (ils font notamment appel à quelques concepts de physique quantique).
 
===L'âge de la recombinaison===
 
La température du fond diffus au moment du découplage est estimée à 3000 degrés Kelvin, température de condensation d'un plasma en atomes. A partir de la température mesurée actuellement, et de la valeur théorique de formation d'un plasma, on peut déduire l'âge qui s'est écoulé depuis la formation du CMB. En théorie, on peut déduire la température du CMB en utilisant la formule suivante, établie dans le chapitre "L'évolution du rayonnement" :
 
: <math>T(t) = T(t_0) \cdot \frac{a(t_0)}{a(t)}</math>
 
Mais utiliser cette formule présuppose de connaitre <math>a(t_0)</math> et <math>a(t)</math>. Cependant, on peut ruser en remplaçant le facteur d'échelle par le ''redshift''. Pour cela, on utilise la formule vue dans le chapitre "L'évolution du rayonnement". Le décalage vers le rouge <math>z(t)</math> est mesuré entre l'époque actuelle et la recombinaison, ce qui fait qu'on le notera <math>z_{rec}</math>.
 
: <math>T = \frac{T(t_0)}{1 + z_{rec}}</math>
 
Rappelons que cette formule utilise la convention <math>t_0 = t_{emission}</math>. Ici, le temps d'émission est l'instant où à eu lieu la recombinaison. En clair, la température <math>T(t_0)</math> est la température de découplage <math>T_{rec}</math>.
 
: <math>T(t) = \frac{T_{rec}}{1 + z_{rec}}</math>
 
La température au moment du découplage était d'environ 3000 degrés Kelvin, alors que la température actuelle du fond diffus est d'environ 2,735 degrés Kelvin.
 
: <math>2,735 K = \frac{3000 K}{1 + z_{rec}}</math>
 
Le ''redshift'' calculé ainsi est de :
 
: <math>z \approx 1100</math>.
 
En utilisant un modèle cosmologique, on peut déduire une relation âge-''redshift'', et donc calculer combien d'années se sont écoulées entre le big-bang et la formation du CMB.
 
<noinclude>
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