Phénomène du Big Bang : Ere hadronique



Après la dernière transition de phase, l'expansion continue lentement, accompagnée d'une chute de la température. Lorsque celle-ci atteint 10^13 kelvins, vers un millionième de seconde, une nouvelle étape se produit : le confinement des quarks. Jusqu'alors, ces derniers étaient trop agités pour se soumettre à la force nucléaire forte. Ils pouvaient ainsi vivre leur vie de manière autonome, sans se soucier de leurs congénères. Mais, à 10^13 kelvins, l'agitation thermique des particules est suffisamment faible pour que la force nucléaire forte prenne le contrôle.

Ainsi, lorsque l'Univers est âgé d'un millionième de seconde, l'interaction forte oblige les quarks à s'associer entre eux et à former des ensembles complexes. Apparaissent alors les deux types de hadrons dont nous avons parlés : les mésons, formés d'un quark et d'un antiquark, mais surtout les baryons, association de trois quarks. On note en particulier la naissance des deux baryons les plus connus, le proton et le neutron. A partir de ce moment, la force nucléaire forte est toute puissante. Les quarks perdent leur liberté et se retrouvent emprisonnés dans des hadrons.

L'ère hadronique

La période qui commence alors et qui va durer jusqu'à un âge d'un dix millième de seconde est appelée l'ère hadronique. Celle-ci est dominée par des réactions qui transforment hadrons en photons et inversement. A une température de 10^13 kelvins, l'équivalence entre masse et énergie est en jeu de manière permanente. Par exemple, lorsqu'un proton et un antiproton se rencontrent, les deux particules se détruisent mutuellement et disparaissent. Leur masse est convertie en énergie sous la forme de deux photons dont l'énergie totale correspond à la masse du couple proton-antiproton. La réaction inverse se produit également. Deux photons qui se rencontrent peuvent ainsi disparaître en donnant naissance à une paire baryon-antibaryon.

L'ère hadronique est ainsi dominée par l'incessante production de paires neutron-antineutron ou proton-antiproton et par l'annihilation de celles-ci. Ces réactions de production et d'annihilation ne vont cependant pas durer. En effet, l'énergie moyenne des photons à une époque donnée est déterminée par la température de l'Univers. A 10^13 kelvins, l'énergie d'un photon est à peu près équivalente à la masse d'un proton ou d'un neutron. De cette façon, les photons sont suffisamment énergétiques pour être en mesure de donner naissance à ces particules et les réactions précédentes sont possibles dans les deux sens. Mais, du fait de l'expansion, la température du rayonnement va baisser. En conséquence, l'énergie moyenne des photons décroît et finit par passer sous le seuil nécessaire à la création d'un couple de baryons.

La réaction inverse, par contre, n'est pas affectée puisqu'elle ne nécessite pas d'énergie. Ainsi, la production de paires se fait de plus en plus rare, alors que les annihilations continuent toujours à un rythme effréné. Puisque les réactions qui détruisent les baryons se poursuivent, alors que celles qui en créent stoppent, le nombre de particules chute fortement. La baisse de la température conduit ainsi à une quasi-disparition des protons et des neutrons.

La fin de l'ère hadronique ne marque cependant pas la disparition complète des baryons. En effet, nous avons vu que lorsque les quarks naissent après l'inflation, les processus physiques mis en jeu ne sont pas totalement symétriques du point de vue de la matière et de l'antimatière. Cette asymétrie se retrouve au niveau des baryons. Ainsi, après le confinement des quarks, il y a pour un milliard d'antineutrons un milliard et un neutrons. La particule en trop ne trouve pas de partenaire pour s'annihiler et survit donc au brasier. Lorsque l'ère hadronique s'achève, à un dix millième de seconde, les antiprotons et antineutrons ont complètement disparu, mais un milliardième des protons et neutrons originaux ont survécu. L'antimatière a perdu sa première bataille contre la matière.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html