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Baryon

Baryon

(Q)]] Un baryon est, en physique des particules, une catégorie de particules, dont les représentants les plus connus sont le proton et le neutron. Le terme « baryon » vient du grec barys qui signifie « lourd » ; il se réfère au fait que les baryons sont en général plus lourds que les autres types de particules.

Caractéristiques

Les baryons appartiennent à la famille des hadrons, c'est à dire qu'ils sont composés de quarks. Les baryons sont composés de trois quarks. En tant qu'hadrons, les baryons sont sensibles à l'interaction forte. Les baryons sont également des fermions, ils sont donc soumis au principe d'exclusion de Pauli et décrit par la statistique de Fermi-Dirac. Les baryons ont leur propres antiparticules, les anti-baryons, qui sont constitués de trois anti-quarks.

Familles

Les baryons les plus courants sont les nucléons, c'est à dire les protons et les neutrons. Mis à part ceux-ci, différentes familles de baryons (Δ, Λ, Σ, Ξ, Ω) ont été observées ; elles se différencient par les types de quarks qui les constituent :
- Les nucléons sont composés d'une combinaison de quarks u et d. Le proton est supposé stable. Le neutron a une durée de vie de 886 s.
- Les baryons delta (Δ⁺⁺, Δ⁺, Δ⁰, Δ⁻) sont également composés d'une combinaison de quark u et d et se désintègrent en un pion et un proton ou un neutron.
- Les baryons lambda (Λ⁰, Λ;⁺_c) sont composés d'un quark u, d'un quark d et d'un quark c ou s. Le découverte du Λ⁰ fut la première observation expérimentale du quark s.
- Les baryons sigma (Σ⁺, Σ⁰, Σ⁻) sont composés d'un quark s et d'une combinaison de quarks u et d.
- Les baryons xi (Ξ⁰, Ξ⁻) sont composés de deux quarks s et d'un quark u ou d. Ξ⁰, composé d'un quark u et de deux quarks s, se désintègre en un Λ⁰ et un pion neutre, qui lui-même se désintègre rapidement en un électron et un positron ; ces deux particules s'annihilent immédiatementn produisant des rayons gamma.
- Les baryons oméga (Ω⁻, Ω⁰_c) sont composés de deux quarks s et d'un dernier quark qui n'est ni u, ni d. Le baryon Ω⁻ est composé de trois quarks s. Sa découverte fut un succès dans l'étude des quarks, sa masse et ses produits de désintégration ayant été correctement déterminés avant celle-ci. Les baryons composés d'au moins un quarks s sont nommés hypérons. Les baryons exotiques sont des particules composées de trois quarks et de particules additionnelles (qui peuvent être également des quarks). Les pentaquarks, qui auraient été observés par certaines expériences récentes en physique des particules, en font partie. Ces pentaquarks sont constitués de 4 quarks et d'un antiquark. Par exemple, le Θ(1540)⁺ serait constitué de deux quarks u, de deux quarks d et d'un anti-quark $\bar$ . L'existence des pentaquarks est toujours controversée.

Matière baryonique

Le terme " matière baryonique " désigne la matière composées principalement de baryons (en pourcentage de la masse totale). Cela inclut les atomes et donc à peu près la totalité de la matière ordinaire. A l'inverse, la matière non-baryonique en est l'exacte antithèse, c'est à dire la matière qui n'est pas composée de baryons. Dans l'absolu, cela concerne les neutrinos, les photons et les électrons libres, mais le terme est généralement réservé à la matière "exotique" - et fortement spéculative - comme la matière noire non baryonique, les particules supersymétriques, les axions et les constituants des trous noirs. La distinction entre matière baryonique et non-baryonique est importante en cosmologie, car les modèles de nucléosynthèse imposent des contraintes importantes sur la quantité originelle de cette matière non-baryonique. L'existence même des baryons est un problème classique en cosmologie. Il est généralement supposé que le Big Bang a produit des quantités égales de baryons et d'antibaryons. Le processus qui a conduit les baryons a être plus nombreux que leurs antiparticules est appelé baryogénèse.

Liste

Cette table présente les caractéristques de quelques baryons. Elle n'est pas exhaustive, n'incluant pas famille des baryons comportant un quark b. La durée de vie du proton est au moins de 10³⁰ s.

Voir aussi

- Nombre baryonique
- Physique des particules
- Pentaquark Catégorie:Hadron Catégorie:Particule Catégorie:Physique des particules ja:バリオン ko:바리온

Proton

Le proton est une particule subatomique portant une charge électrique de 1,602.10^-19 coulombs. Il fut découvert en 1919 par Ernest Rutherford. Le noyau de l'isotope le plus répandu de l'atome d'hydrogène est un proton. Les noyaux des autres atomes sont composés de neutrons et de protons maintenus ensemble par la force forte. Le nombre de protons dans le noyau détermine les propriétés chimiques de l'atome. Un proton a une masse de 1,672 623 1.10^-27 kg, ce qui est environ 1 836,15 fois plus lourd qu'un électron. Son rayon serait de l'ordre de 0,8 femtomètre, pour des mesures plus précises les résultats divergent selon les méthodes employées. Les protons sont classifiés comme des baryons et sont composés de deux quarks up et d'un quark down, qui sont maintenus ensemble par la force forte, transportée par les gluons. Sa charge électrique est de : 2/3 + 2/3 - 1/3 = 3/3 soit +1. La force électromagnétique étant de nombreux ordres de grandeur plus forte que la gravitation, la charge d'un proton doit être égale à la charge d'un électron, sinon la répulsion nette provenant de l'excès de charge électrique positive ou négative aurait un effet notable sur l'expansion de l'univers et ainsi sur la matière agrégée gravitationnellement (planètes, étoiles, etc.). Il est acquis que le positron a la même charge que l'électron mais de signe opposé ; la même chose s'applique pour l'antiproton et le proton. En chimie et en biochimie, le terme proton peut référer à l'ion hydrogène en solution aqueuse (en d'autres mots, l'ion hydronium). Dans ce contexte, un donneur de proton est un acide et un accepteur de proton est une base (voir les réactions acido-basiques).

Voir également

Articles connexes

- atome
- physique nucléaire

Lien externe

- [http://www.cnrs.fr/Cnrspresse/n22a3.html Analyse de la mesure du rayon d'un proton sur le site du CNRS] Catégorie:Cation Catégorie:Chimie Catégorie:Hadron ja:陽子 ko:양성자 ms:Proton th:โปรตอน

Hadron

Un hadron est un composé de particules subatomiques régit par l'interaction forte. Dans le modèle des quarks, ces particules sont composées de quarks et/ou d'anti-quarks ainsi que de gluons. Les particules constituant un hadron sont appelées de manière générique partons. Les quarks (ou antiquarks) présents dans le hadron tout le long de son existence sont appelés quarks de valence, à l'opposé des particules (paires quarks-antiquarks et gluons) qui apparaissent et disparaissent en permanence dans le hadron, du fait de la mécanique quantique, sont appelés particules virtuelles. Les gluons sont les vecteurs de l'interaction forte qui maintient les quarks ensemble.

Hadrons communs

Les hadrons communs sont classés selon leurs constituants en différentes sous-familles:
- Mésons: formés par des configurations de paires quark/antiquark.
- Baryons: formés de trois quarks.

Hadrons exotiques

D'autres formes de hadrons ont été imaginées par les théoriciens mais, pour la plupart, elles n'ont pas encore été observées. Il s'agit des hadrons exotiques.
- Les baryons exotiques sont théoriquement formés d'un nombre impair de quarks et d'antiquarks. Les plus connus sont les pentaquarks qui sont formés de quatre quarks et d'un antiquark. Certaines données expérimentales récentes laissent croire que le pentaquark serait apparu durant différentes expériences. Ces observations sont toutefois controversées.
- Les mésons exotiques sont théoriquement formés d'un nombre pair de quarks et d'antiquarks. Parmi eux, les tetraquarks, qui sont formés de deux quarks et de deux antiquarks. Pour le moment, ils n'ont pas encore été observés.
- Les mésons hybrides sont théoriquement formés d'une paire quark-antiquark et d'un gluon réel (c'est-à-dire qui existe en permanence et non pas fugitivement lors de l'interaction entre deux quarks). Les mésons hybrides n'ont pas été observés pour l'instant.
- Les boules de glu (en anglais, glueballs) sont théoriquement uniquement composées de gluons et ne comportent pas de quarks de valence. Ces états sont très difficiles à distinguer des mésons ordinaires mais pourraient expliquer certains comportements étranges lors d'interactions entre hadrons et leptons (voir théorie de Regge).

Résonances hadroniques

Comme les hadrons sont des particules composites, ils peuvent aussi apparaître sous des états excités que l'on appelle résonances hadroniques. Un grand nombre de ces états excités ont été observés pour chacun des types de hadrons. Ces états s'estompent rapidement (en quelques 10⁻²⁴ s), par l'interaction forte.
- ja:ハドロン

Quark (particule)

Les quarks sont des fermions et considérés comme les constituants ultimes de la matière dans le cadre de la théorie du modèle standard.

Description

La théorie des quarks a été inventée par le physicien Murray Gell-Mann, qui reçut pour l'occasion le prix Nobel de physique en 1969. Ces particules de spin 1/2 sont de six sortes, appelées saveurs, auxquelles on a donné des noms pleins de poésie :
- le quark Bas (charge électrique: -1/3)
- le quark Haut (charge électrique: +2/3)
- le quark Étrange (charge électrique: -1/3)
- le quark Charme (charge électrique: +2/3)
- le quark Beauté (ou bottom) (charge électrique: -1/3)
- le quark Vérité (ou top) (charge électrique: +2/3) Les quarks possèdent également une autre propriété que l'on a nommée, faute de mieux, charge de couleur. Un quark peut être « rouge », « vert » ou « bleu », mais il peut changer de couleur en échangeant un gluon. Chaque quark a son antiparticule, nommée anti-quark, de même masse, mais de charge électrique opposée et de charge de couleur complémentaire, appelée anti-couleur : un anti-quark peut ainsi être « anti-rouge » , « anti-vert » ou « anti-bleu ».

Notion de hadron

Les quarks ont cette caractéristique que l'on ne les observe jamais seuls. En effet, ils sont toujours groupés de telle sorte que :
- la somme de leurs charges électriques est entière (en général 0, comme pour le neutron, et 1, pour le proton. On rappelle que l'électron n'est pas composé de Quarks).
- la somme de leurs charges de couleur est blanche (Selon les règles de la synthèse additive des couleurs, c’est-à-dire composé de quarks des trois couleurs. Mais il est aussi possible de trouver des paires Quarks-Anti-Quarks, de couleurs complémentaires qui s'annulent). Les quarks s'assemblent ainsi en hadrons. Il en existe deux sortes principales :
- assemblage d'un quark et d'un anti-quark : les mésons ;
- assemblage de trois quarks des 3 couleurs différentes : les baryons . Mais d'autres assemblages de quarks, tels les pentaquarks, ce qui désigne en fait 4 quarks et un antiquark, sont possibles. Le proton est un baryon constitué de deux quarks up et d'un seul quark down. Sa charge électrique est de : 2/3 + 2/3 - 1/3 = 3/3 soit +1.
Le neutron est aussi un baryon composé de deux quarks down et d'un seul quark up. Il est donc neutre. Le fait que l'on ne puisse pas isoler de quark rend la mesure de leur masse extrêmement approximative (voir les fourchettes d'erreur sur le tableau !). Il n'est même pas clair que la notion en soi ait un sens bien défini.

Notion de gluon

La force qui maintient les quarks groupés entre eux s'appelle l'interaction forte. Le médiateur de cette force est nommé gluon. Les gluons sont colorés, à partir de couleurs et d'anticouleurs. on pourrait croire que 3×3 mélanges sont possibles, correspondant à 9 sortes de gluons, mais il n'y en a que 8, car le mélange totalement symétrique, « blanc », n'existe pas.

Étymologie

Le mot quark provient d'une phrase du roman Finnegans Wake de James Joyce : « Three Quarks for Muster Mark! ».

Voir aussi

- Étoile à quarks
- Pentaquark Catégorie:Particule ja:クォーク ko:쿼크 simple:Quark

Interaction forte

catégorie:Physique théorique L'interaction forte, ou force forte (appelée parfois force de couleur), est une des quatre interactions fondamentales de la physique. Seuls les quarks et les antiquarks sont affectés par cette force qui est portée par des bosons appelées gluons (de la même façon que la force électromagnétique est portée par les photons). Cette force forte maintient les quarks ensemble pour former les hadrons, tels que les protons ou les neutrons. Un effet dérivé de cette force est responsable de la cohésion des nucléons (protons et neutrons) au sein du noyau de l'atome. La théorie qui décrit cette interaction forte est la chromodynamique quantique, aussi appelée par son acronyme anglais QCD (Quantum ChromoDynamics). D'après cette théorie, chaque quark porte une charge de couleur qui peut être de trois sortes: « bleue », « verte » ou « rouge ». Ces « couleurs » ne sont juste que des noms et n'ont rien à voir avec les couleurs dans le sens habituel. Les antiquarks de leur côté portent une anti-charge « antibleue », « antiverte » ou « antirouge ». Un hadron ne peut exister que si sa couleur totale est neutre ou « blanche » (ce que l'on appelle aussi un singlet de couleur). Ainsi un méson est composé d'une paire quark-antiquark qui ne peut être que « bleue »-"antibleue", « verte »-"antiverte" ou « rouge »-"antirouge". De même un baryon est formé de trois quarks (ou trois antiquarks) qui devront porter chacun une couleur différente « bleue », « verte » et « rouge » (ou « antibleu », « antiverte » et « antirouge »), la somme des trois couleurs étant neutre. Les gluons, intermédiaires de l'interaction forte, portent pour leur part à la fois une couleur et une anti-couleur (par exemple bleu-antirouge, ou vert-antivert). Il y a 9 possibilités d'associations de couleur-anticouleur mais seulement 8 gluons, pour des raisons mathématiques liées à la symétrie de jauge SU(3) à la base de la chromodynamique quantique (très brièvement, la combinaison linéaire bleu-antibleu + vert-antivert + rouge-antirouge est totalement neutre et ne peut pas correspondre à un gluon). L'interaction d'un gluon avec un quark va modifier la couleur de ce dernier: un gluon bleu-antirouge arrivant sur un quark rouge va le transformer en quark bleu; ou encore un quark vert pourra emettre un gluon vert-antirouge en devenant rouge. Une conséquence de ce mécanisme est que la charge de couleur d'un quark donné va changer de manière continuelle par échange de gluons avec ses voisins, mais la charge totale d'un système isolé de particules sera conservée au cours du temps. Ainsi la paire quark-antiquark d'un méson rouge-antirouge initialement pourra devenir vert-antivert (par échange d'un gluon rouge-antivert), puis bleu-antibleu, etc., seule la somme des couleurs restera neutre. Une caractéristique particulière de l'interaction forte est qu'elle agit aussi sur ses propres particules vecteur, c'est-à-dire les gluons, du fait de leur charge de couleur. Ce n'est pas le cas des autres interactions fondamentales, le photon par exemple n'est pas chargé électriquement (en fait l'interaction faible présente une caractéristique similaire, de part la charge des W⁺ et W^-, mais les conséquences sur cette interaction sont négligeables). Pour l'interaction forte, cette caractéristique a pour conséquence une portée très réduite de cette force, de l'ordre du diamètre d'un hadron (~ 1 fm). Une autre conséquence est que la force augmente proportionnellement avec la distance entre deux quarks, à la différence des autres interactions où la force est proportionelle à l'inverse de la distance au carré. Si l'on cherche à séparer deux quarks on devra exercer une force de plus en plus grande au fur et à mesure que la distance augmentera, comme si l'on tirait sur un ressort. À un moment on aura fourni assez d'énergie pour créer de nouveaux quarks ou antiquarks qui vont s'associer aux quarks initiaux pour créér de nouveaux hadrons (pour continuer l'analogie: le ressort se casse et on obtient deux ressorts au lieu d'un). Ceci explique le fait que l'on ne peut pas observer un quark seul, toute tentative pour isoler un quark (ou un gluon) amène à la création de nouveaux quarks qui vont former un hadron avec le premier. Ce phénomène est appelé confinement. Parallèlement à ceci, deux quarks très proches ne vont quasiment pas interagir entre eux et seront libres (comme les deux bouts d'un ressort détendu), c'est ce que l'on appelle la liberté asymptotique. ja:強い相互作用 ko:강한 상호작용

Fermions

Il existe deux grandes classes de particules: les fermions et les bosons. Les fermions sont des particules à spin semi-entier: l'électron, le proton, le muon, les quarks ou le neutrino sont des fermions...

Les fermions

Il existe deux familles de fermions les leptons qui ne sont pas soumis à l' interaction forte et les quarks qui sont soumis à toutes les interactions de la nature. Dans la famille lepton, on connait: L' électron qui tourne autour du noyau de l' atome. Cette particule stable est de masse modeste, près de 1836 fois moindre que celle du proton, et de charge négative e-. Le muon de même charge que l'électron mais 210 fois plus massif donc instable: il se désintègre en 2,197× 10-6 s seulement par le biais de l' interaction faible laissant à sa place un électron et un neutrino μ et un antineutrino... Le tauon est lui aussi de même charge que l'électron mais sa masse est 3500 fois supérieure: le tauon est donc extrêmement instable et il se désintègre en 10-13s laissant à sa place un neutrino τ et un antineutrino. Le neutrino est le plus léger des fermions, il n'a qu'une charge faible (alors que l'électron possède aussi une charge électrique) si bien qu'il n'a presque aucune interaction avec la matière... Il existe en réalité 3 type de neutrinos: le neutrino μ émis lors de la désintegration d'un muon, le neutrino électronique e émis lors de la désintégration β (transformation d'un neutron en proton) et le neutrino τ émis lors de la désintegration du tauon... En raison de leur modeste masse (les neutrinos μ et τ ont une masse bien inférieure à celle de l'électron), ces trois types de neutrinos sont stables. Les neutrinos sont les particules les plus abondantes de l'Univers, c'est pourquoi on pense qu'ils peuvent représenter une partie de la masse de celui-ci.... On compte six représentants de la famille des quarks: le quark down (d), le quark up (u), le quark strange (s) et trois autres produits en laboratoire... Les quarks s'associent par triplets pour former protons (u,u et d) et neutrons (d,d et u) Leur masse varie mais est dans tous les cas bien supérieure à celle de l'électron. Ils possèdent une charge de couleur qui les soumet à l'interaction forte, la plus importante des interactions.

Le principe d'exclusion de Pauli

Le principe d'exclusion de Pauli formulé en 1925 par Wolfgang Pauli interdit à deux fermions de se trouver au même endroit dans le même état quantique. Ainsi dans l'atome, tous les électrons ont des nombres quantiques différents et c'est le cas dans tous les autres système de fermions...

Propriétés des fermions

A l'échelle quantique, les fermions présentent une nature duale c'est à dire qu'il peuvent se comporter comme des particules mais aussi comme des ondes. A l'échelle classique, celle du grand, on constate que les fermions apparaissent tous comme des particules: c'est le cas de l'électron, du muon et de tous les autres fermions... On remarque également que tous les fermions ont une charge quelconque: le neutrino a une charge faible, l'électron a, en plus, une charge électrique et les quarks naturels (qui ne sont pas obtenus en laboratoire) ont à la fois des charges électrique et faible mais aussi une charge de couleur le soumettant à l'interaction forte. Enfin, si les bosons peuvent être vecteurs d'interactions, ce n'est jamais le cas pour les fermions... Tableau récapitulatif : Catégorie:Particule ja:フェルミ粒子 ko:페르미온

Statistique de Fermi-Dirac

Catégorie: Physique quantique Catégorie: Physique statistique En mécanique quantique, la statistique de Fermi-Dirac désigne la distribution statistique de fermions indiscernables (tous similaires) sur les états d'énergie d'un système à l'équilibre thermodynamique. La distribution en question tient à une particularité des fermions : les particules de spin demi-entier sont assujetties au principe d'exclusion de Pauli, à savoir que deux particules ne peuvent occuper simultanément un même état quantique.

Statistique de Fermi-Dirac

La statistique de Fermi-Dirac a été introduite en 1926 par Enrico Fermi et Paul Dirac. En 1927 elle fut appliquée aux électrons dans un métal par Arnold Sommerfeld. Statistiquement, le nombre n_i de particules dans l'état d'énergie E_i est donné par :

n_i = \frac

où
- g_i est la dégénérescence de l'état d'énergie E_i, à savoir le nombre d'états possédant cette énergie ;
- μ est le potentiel chimique ;
- k est la constante de Boltzmann ;
- T est température.

Limite classique et comparaison avec les bosons

À haute température, lorsque les effets quantiques ne se font plus sentir, la statistiques de Fermi-Dirac, comme la statisitique de Bose-Einstein qui régit les bosons, tend vers la statistique de Maxwell-Boltzmann. Aux basses températures, cependant, les statistiques de Fermi-Dirac et Bose-Einstein diffèrent. Si l'on se place, par exemple, à température nulle : dans la première, on attend que les états de basse énergie soient occupés par g_i fermions, tandis que dans la seconde, le niveau de plus basse énergie contient toutes les bosons (cela constitue condensat de Bose-Einstein).

Voir également

- Autres distributions statistiques en mécanique quantique
- en mécanique quantique : statistique de Bose-Einstein
- en mécanique classique : statistique de Maxwell-Boltzmann
- physique statistique
- physique quantique

Nucléon

Le terme nucléon désigne de façon générique les composants du noyau atomique, i.e. les protons et les neutrons qui sont tous deux des baryons. Le nombre de nucléons par atome est généralement noté « A », et appelé « Nombre de masse » Jusque dans les années 1960, les nucléons étaient considérées comme des particules élémentaires. On sait maintenant que ce sont des particules composées de quarks et de gluons. Les propriétés de ces particules est régit en grande partie par l'interaction forte. Le proton est le plus léger des baryons, et c'est le seul qui est stable. Plus exactement, les mesures qui ont été faites montrent que le proton a une durée de vie supérieure à 10³⁰ années, ce qui apporte une contrainte forte sur les théories spéculatives qui essaient d'aller au delà du modèle standard. De son côté, le neutron a une durée de vie moyenne d'environ 1/4 d'heure) et de désintègre par interaction faible en proton, électron et antineutrino électronique. Le proton et le neutron forment un doublet d'isospin I=1/2. Catégorie:Hadron Catégorie:Physique nucléaire ja:核子

Proton
Le proton est une particule subatomique portant une charge électrique de 1,602.10^-19 coulombs. Il fut découvert en 1919 par Ernest Rutherford. Le noyau de l'isotope le plus répandu de l'atome d'hydrogène est un proton. Les noyaux des autres atomes sont composés de neutrons et de protons maintenus ensemble par la force forte. Le nombre de protons dans le noyau détermine les propriétés chimiques de l'atome. Un proton a une masse de 1,672 623 1.10^-27 kg, ce qui est environ 1 836,15 fois plus lourd qu'un électron. Son rayon serait de l'ordre de 0,8 femtomètre, pour des mesures plus précises les résultats divergent selon les méthodes employées. Les protons sont classifiés comme des baryons et sont composés de deux quarks up et d'un quark down, qui sont maintenus ensemble par la force forte, transportée par les gluons. Sa charge électrique est de : 2/3 + 2/3 - 1/3 = 3/3 soit +1. La force électromagnétique étant de nombreux ordres de grandeur plus forte que la gravitation, la charge d'un proton doit être égale à la charge d'un électron, sinon la répulsion nette provenant de l'excès de charge électrique positive ou négative aurait un effet notable sur l'expansion de l'univers et ainsi sur la matière agrégée gravitationnellement (planètes, étoiles, etc.). Il est acquis que le positron a la même charge que l'électron mais de signe opposé ; la même chose s'applique pour l'antiproton et le proton. En chimie et en biochimie, le terme proton peut référer à l'ion hydrogène en solution aqueuse (en d'autres mots, l'ion hydronium). Dans ce contexte, un donneur de proton est un acide et un accepteur de proton est une base (voir les réactions acido-basiques).
Voir également

Articles connexes

- atome
- physique nucléaire
Lien externe

- [http://www.cnrs.fr/Cnrspresse/n22a3.html Analyse de la mesure du rayon d'un proton sur le site du CNRS] Catégorie:Cation Catégorie:Chimie Catégorie:Hadron ja:陽子 ko:양성자 ms:Proton th:โปรตอน

Pion

Le pion est une particule de la famille des mésons. Les nucléons (protons, neutrons) échangent des pions, ce qui permet la cohésion du noyau atomique. Il existe trois catégories de pions, selon leur charge :
- Chargé positivement (π⁺), composé d'un quark up et d'un anti-quark down :

\mathrm

- Neutre (π⁰), une superposition de deux états, "down" "anti-down" + "up" "anti-up" :

\mathrm

- Chargé négativement (π^-), composé d'un couple anti-quark up et d'un quark down :

\mathrm

Le pion se désintègre en muon + ou muon - et neutrino. Sa masse est de 274 me

Articles connexes

- pionium ----

Autres significations

- Pièce dans de nombreux jeux dont les échecs :
- Huit des seize pièces placées initialement sur la seconde rangée de l'échiquier dans chaque camp
- Familièrement, un pion est un surveillant dans les établissements scolaires. Catégorie:Hadron ja:パイ中間子

Électron

L'électron est une particule élémentaire portant une charge électrique fondamentale négative égale à -1,6 × 10^-19 coulomb La masse d'un électron est d'environ 9,11 × 10^-31 kg, ce qui correspond à environ 1/1 800 de la masse d'un proton. L'électron fait partie de la famille des leptons(fermion), et est de ce fait considéré, en l'état actuel des connaissances, comme étant une particule fondamentale (c'est-à-dire qu'il ne peut pas être brisé en de plus petites particules). lepton d'hydrogène montrées en sections transversales avec un code des couleurs représentant la probabilité de densité]] Le volume occupé par cette particule est extrêmement petit. Quelle que soit son éventuelle forme, si ce mot a encore un sens pour ce genre d'objet, sa largeur est en tous les cas inférieure à 10^-18 mètre, soit un millionnième de millionnième de millionnième de mètre. Les atomes sont constitués d'un noyau atomique (lui-même constitué de nucléons: les protons et les neutrons) entouré par un nuage électronique. L'électron est un fermion : il possède ainsi un spin 1/2 et suit la statistique de Fermi-Dirac. L'anti-particule associée à l'électron est le positron (ou positon). C'est en bougeant des électrons que l'on fait:
- un courant
- un champ magnétique
- de la lumière
- des rayons X
- marcher toute l'électronique actuelle
- de la microscopie électronique ou à effet tunnel
- de la chimie, des particules élémentaires, de l'énergie,de la photosynthèse, de la biologie,ou de l'électrodynamique quantique relativiste!
- fonctionner des ordinateurs ou notre cerveau! C'est pour cela que l'électron est l'en tête de l'électromagnétisme

Électricité

L'électricité, ou courant électrique, est définie par un flux net d'électrons, d'ions ou de trous d'électrons (défauts ponctuels des cristaux) ; dans le cas d'un flux d'électrons, ceux-ci sont libérés des noyaux des atomes. Par analogie, on peut comparer le courant électrique au déplacement de moutons (électrons) dans une direction alors que le berger (noyau atomique) reste immobile. Le courant électrique peut être mesuré directement à l'aide d'un galvanomètre (ampèremètre ultra-sensible). Contrairement à ce que semble indiquer son nom, lélectricité statique ne correspond pas du tout à un flux d'électrons. Le terme charge statique, mieux approprié, se réfère à un corps possédant plus, ou moins, d'électrons que ce qui est nécessaire pour contrebalancer la charge positive des protons. On dit que le corps considéré est chargé négativement si l'on est en présence d'un excès d'électrons. Dans le cas contraire, le corps est dit chargé positivement. Enfin, si le nombre d'électrons est égal au nombre de protons, le corps est dit électriquement neutre. La charge électrique peut être directement mesurée à l'aide d'un électromètre.
Dualité onde particule
Comme toutes les particules élémentaires, l'électron est sujet à la dualité onde-particule. Il se comporte tantôt comme une onde, tantôt comme une particule. Dans le tube cathodique d'une télévision, par exemple, l'électron se comporte comme un particule (il a une trajectoire, contrôlée par un champs magnétique, et entre en collision avec l'écran). Lorsqu'il est dans un atome, l'électron se comporte comme une onde stationnaire. La forme des ondes stationnaires des électrons périphériques d'un atome détermine les liaisons possibles que cet atome peut avoir dans une molécule. Le comportement ondulatoire de l'électron s'applique aussi à échelle macroscopique, comme dans l'expérience des fentes de Young. Dans cette expérience, l'électron se déplace sur une distance de l'ordre du mètre, et entre en collision avec un écran. Mais il n'a pas eu de trajectoire entre son point de départ et l'arrivée. Sur le trajet, il s'est comporté comme une onde. Ce phénomène, admis pour la lumière, est beaucoup plus intriguant quand il s'applique à des particules de masse non nulle, comme l'électron.
Histoire
L'électron fut découvert en 1897 par J. J. Thomson au laboratoire Cavendish de l'université de Cambridge alors qu'il étudiait les rayons cathodiques. Voir aussi : Historique des modèles de l'atome
Détails techniques
En mécanique quantique ou plus exactement en électrodynamique quantique, l'électron est décrit par l'équation de Dirac. Dans le modèle standard de la physique des particules, il forme un doublet SU(2) avec le neutrino électronique avec lequel il interagit par l'intermédiaire de l'interaction faible. L'électron possède deux partenaires de même charge mais plus massifs : le muon et le tauon.
Voir aussi

- Électron Auger
- Effet photoélectrique
- Photoélectron
- Électron excité
- Particule bêta
- Mobilité de l'électron Electron Electron ja:電子 ko:전자 simple:Electron th:อิเล็กตรอน

Positron

En physique des particules, le positron ou positon est l'anti-particule associée à l'électron. Prédite par Paul Dirac en 1928, cette forme d'antimatière devint la première expérimentalement mise en évidence (Carl David Anderson, 1932). Le positron possède une charge électrique de +1 (contre -1 pour l'électron), le même spin et la même masse que l'électron. Quand un positron s'annihile avec un électron, leur masse est convertie en énergie sous forme de deux photons gamma.

Voir aussi

- modèle standard
- Particule β
- paul Dirac Catégorie:Antimatière Catégorie:Lepton ja:陽電子 ko:양전자

Hypéron

Catégorie:Sciences Catégorie:physique Les hypérons sont des particules qui ressemblent aux nucléons lourds. Les hypérons sont tous des fermions et ont une masse plus ou moins importante et donc ils sont instables et ils se désintègrent en mésons et nucléons (protons neutrons) Aujourd'hui, la production d'un couple hypérons/anti-hypéron est tres coûteuse pour la simple raison qu'ils sont très instables et ont une durée de vie extrêmemnt courte (10-9 s en moyenne) Voici la facon dont on note certains hypéron: Δ/Ω/Ξ/Λ.

Pentaquark

Un pentaquark est une particule subatomique composée par un groupe de cinq quarks, alors que les baryons normaux sont composés de trois quarks et les mésons, de deux. Plus précisément, un pentaquark est composé de quatre quarks, réunis en 2 couples de diquarks, et d'un antiquark. Ainsi le nombre baryonique d'un pentaquark est de q (4 × 1/3 - 1/3)=1. Un nouveau groupe, les baryons exotiques, a été introduit dans la classification des particules à la suite de leur découverte. Ce groupe contient les pentaquarks et d'autres particules similaires. Plusieurs expériences ont mis en évidence l'existence des pentaquarks : le

\Theta^+

fut le premier a être observé, en 2003, et il possède une masse d'environ 1540 MeV. L'existence des pentaquarks fut prédite initialement par Maxim Polyakov, Dmitri Diakonov et Victor Petrov de l'Institut de physique nucléaire de Saint-Petersbourg en 1997 ; mais leur théorie fut accueillie avec scepticisme. Le pentaquark

\Theta^+

a été observé avec certitude pour la première fois le 14 janvier 2003 par Takashi Nakanon de l'Université d'Ōsaka. L'expérience fut confirmée par Ken Hicks du Jefferson Lab. L'annonce officielle fut publiée dans la revue Physical Review Letters le 4 juillet 2003. L'expérience consistait à faire interagir un rayon gamma à haute énergie avec un proton et un neutron, créant un méson K^- et un pentaquark

[ud][ud]\bar s

, le

\Theta^+

. Ce dernier subsista durant environ 10^-20 seconde avant de se transformer en un méson K⁺ et un neutron. Le 17 mars 2004, le premier pentaquark contenant un quark charmé, le

\Theta_c ([ud][ud]\bar c)

, a été observé au moyen de l'accélérateur de particules allemand HERA. Ces recherches ont été mises en doute en 2005 par les chercheurs du Jefferson Lab qui n'ont pas réussi à détecter la particule, malgré une précision statistique dix fois supérieure aux recherches entreprises par leur laboratoire et d'autres en 2004. De plus en analysant le précédent enregistrement qui les avaient conduits à affirmer l'existence du pentaquark, les physiciens concluent que le signal ne se distingue que très faiblement du bruit de fond. Les pentaquarks observés ou prédits par la théorie sont: L'existence d'autres pentaquarks plus étranges, contenant par exemple deux quarks s et un antiquark

\bar b

a été proposée, mais elle n'a pas encore été validée par des expériences, ni même par des modèles théoriques.

Liens externes

- [http://arturo.fi.infn.it/cortona2004/contrib/klempt.pdf Séminaire sur les pentaquarks] (format .pdf - en anglais) Catégorie:Hadron ja:ペンタクォーク

Neutrino

Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules. Il possède un spin de 1/2, c'est donc un fermion. Longtemps sa masse fut supposée nulle. Toutefois, des expériences récentes (Super-Kamiokande) ont montré que celle-ci, bien que très petite, est différente de zéro. L'existence du neutrino a été postulée pour la première fois par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l'apparente non-conservation du moment cinétique.

Histoire

1896-1930

Quasiment toutes les découvertes scientifiques ont eu pour origine un problème auquel se heurtait la communauté scientifique de l'époque. Avant que ne naisse le concept de neutrino, il fallut qu'on découvre la désintégration bêta, qui est une forme de radioactivité.

Prologue : la radioactivité

Henri Becquerel en 1896, puis Pierre et Marie Curie en furent les premiers acteurs. Tandis qu'Henri Becquerel découvrait des rayonnements étranges provenant des sels d'uranium, Pierre et Marie Curie isolaient le radium, substance bien plus radioactive que l'uranium. En 1899, Ernest Rutherford montre qu'il existe deux sortes de rayonnement qu'il appelle alpha et bêta. En 1900, Villard met en évidence un troisième rayonnement provenant du radium et qu'il appelle rayonnement gamma. En 1902, Pierre et Marie Curie montrent que le rayonnement bêta n'était autre que des électrons tandis que F. Soddy et E. Rutherford estiment que les rayonnements alpha, bêta et gamma sont différentes sortes de radioactivités. Une folle course commence pour étudier en détail les rayonnements provenant des substances radioactives. Vers 1904, Rutherford montre que le rayonnement alpha est constitué de quelque chose ressemblant à de l'hélium. Il existe bien finalement trois sortes de radioactivités:
- Le rayonnement alpha : un noyau d'Hélium 4 (deux protons et deux neutrons) s'échappe du noyau radioactif
- Le rayonnement gamma : un photon de grande énergie (plusieurs MeV) s'échappe du noyau radioactif
- Le rayonnement bêta : un électron s'échappe du noyau radioactif

Problème

L'électron du rayonnement bêta, seule particule a priori éjectée, devrait avoir une énergie bien fixée. Or, après plusieurs études de ce rayonnement faites par Lise Meitner, Otto Hahn, Wilson et von Baeyer, James Chadwick montre en 1914 que tel n'est pas le cas: le spectre en énergie de l'électron est continu. Faut-il renoncer au principe de la conservation de l'énergie, sacro-saint principe des scientifiques jusqu’ici toujours vérifié par les expériences ?... Niels Bohr, entre autres, ose y penser. Il faut attendre 1930 et Wolfgang Pauli pour voir apparaître une autre solution.

1930-1934

L'idée du neutrino est née seulement en 1930, lorsque Wolfgang Pauli tenta une opération désespérée de sauvetage du « principe de conservation de l'énergie ». Le 4 décembre 1930, invité a une réunion de physiciens a Tübingen, il envoie à ses collègues une lettre étrange et humoristique débutant par "Chers dames et messieurs radioactifs...", dont voici le texte :

Chers dames et messieurs radioactifs

Je vous prie d'écouter avec beaucoup de bienveillance le message de cette lettre. Il vous dira que pour pallier la « mauvaise » statistique des noyaux N et Li6 et le spectre bêta continu, j'ai découvert un remède inespéré pour sauver les lois de conservation de l'énergie et les statistiques. Il s'agit de la possibilité d'existence dans les noyau de particules neutres de spin 1/2, obéissant au principe d'exclusion, mais différentes des photons parce qu'elles ne se meuvent pas à la vitesse de la lumière, et que j'appelle neutrons. La masse des neutrons devrait être du même ordre de grandeur que celle des électrons et ne doit en aucun cas excéder 0,01 fois la masse du proton. Le spectre bêta serait alors compréhensible si l'on suppose que pendant la désintégration bêta, avec chaque électron est émis un neutron, de manière que la somme des énergies du neutron et de l'électron est constante... J'admets que mon remède puisse paraître invraisemblable, car on aurait du voir ces neutrons bien plus tôt si réellement ils existaient. Mais seul celui qui ose gagne, et la gravité de la situation, due à la nature continue du spectre bêta, est éclairée par une remarque de mon honoré prédécesseur, monsieur Debye, qui me disait récemment à Bruxelles : "Oh! Il vaut mieux ne pas y penser du tout, comme pour les nouveaux impôts." Dorénavant, on doit discuter sérieusement toute voie d'issue. Ainsi, cher peuple radioactif, examinez et jugez. Malheureusement, je ne pourrai pas être moi-même à Tübingen, ma présence étant indispensable ici pour un bal qui aura lieu pendant la nuit du 6 au 7 décembre.

Votre serviteur le plus dévoué,

W. Pauli

En Février 1932, James Chadwick découvre le neutron, mais le neutron est trop lourd et ne correspond donc pas à la particule imaginée par Pauli. Au Congrès Solvay de Bruxelles, en octobre 1933, Pauli déclare à propos de ses particules:

"... leur masse ne peut pas dépasser beaucoup celle de l'électron. Pour les distinguer des neutrons lourds, monsieur Fermi a proposé le nom de neutrinos. Il est possible que la masse propre des neutrinos soit égale a zéro... Il me parait admissible que les neutrinos possèdent un spin 1/2... Nous ne savons rien de l'interaction des neutrinos avec les autres particules matérielles et avec les photons : l'hypothèse qu'ils possèdent un moment magnétique ne me parait pas du tout fondée."

En 1933, F. Perrin montre que la masse du neutrino doit être beaucoup plus petite que celle de l'électron. La même année, Anderson découvre le positron, première particule d'anti-matière, vérifiant ainsi la théorie de Dirac et confirmant l'idée du neutrino dans l'esprit de Pauli et Fermi. Fin 1933, tandis que Frédéric Joliot-Curie découvre la radioactivité bêta plus (émission d'un positron au lieu d'un électron), Enrico Fermi reprend l'hypothèse du neutrino et élabore sa théorie de la désintégration bêta (interaction faible). La quête du neutrino commence, mais il fallait être bien téméraire et persévérant en ces années car, dès 1934, Hans Bethe et Rudolf Peierls montrent que la section efficace (la probabilité d'interaction) entre les neutrinos et la matière doit être extrêmement faible: des milliards de fois plus faible que celle de l'électron. Cette particule interagit si peu qu'elle peut traverser la terre entière sans dévier de sa trajectoire.

1935-1956

Jusqu'à la fin des années 40, les physiciens tentent de mesurer le recul du noyau lors de la désintégration bêta. Toutes leurs mesures sont en accord avec l'hypothèse d'un seul neutrino émis avec l'électron. Mais aucune détection directe de neutrino n'est en vue, car, vu sa faible probabilité d'interaction, il faudrait une source abondante et un énorme détecteur très sensible et très massif. En 1939, Alvarez montre que le tritium est radioactif. C'est jusqu'à ce jour la mesure de la désintégration bêta du tritium qui a fourni la meilleure limite sur la masse du neutrino. En 1945 explose la première bombe atomique. Malgré l'horreur qu'elle inspire, c'est pour les physiciens une source formidablement puissante de neutrinos. Frederick Reines, qui travaille alors au Laboratoire national de Los Alamos, parle à Fermi, en 1951, de son idée d'installer un détecteur de neutrinos auprès d'une explosion atomique. En 1952, il rencontre Clyde Cowan et tous deux se décident finalement pour une source plus « pacifique »: le réacteur nucléaire de Hanford, dans l'Etat de Washington. Le détecteur est très vite réalisé. Leur expérience est proposée en février 1953, réalisée au printemps et leurs résultats sortent durant l'été 1953. Mais le signal n'est pas convaincant. Ils recommencent leur expérience en 1956, de façon plus méticuleuse et auprès du réacteur de Savannah River, en Caroline du Sud. Les améliorations apportées, notamment vis a vis du bruit de fond, leur permettent de décrocher le jack-pot! Le neutrino est là. Sa signature est nettement visible dans le détecteur, largement au-dessus des bruits de fond comme ceux dus aux rayons cosmiques. Le principe de l'expérience de Reines et Cowan consistait à utiliser comme cible environ 400 litres d'un mélange d'eau et de chlorure de cadmium. L'anti-neutrino provenant du réacteur nucléaire interagit avec un proton de la cible, donnant naissance à un positron et un neutron. Le positron s'annihile en donnant deux photons simultanés et le neutron ralentit avant d'être éventuellement capturé par le cadmium, ce qui provoque l'émission de photons environ 15 microsecondes après ceux du positron. Ces photons sont détectés et les 15 microsecondes identifient l'interaction d'un neutrino. Auprès du même réacteur, d'autres physiciens, comme Alvarez ou Ray Davis, avaient déjà tenté sans succès de détecter les neutrinos avec une solution de chlorure de carbone qui aurait dû se transformer en argon radioactif par interaction avec un neutrino. Malheureusement pour eux, un réacteur nucléaire ne donne que des anti-neutrinos !

1957-1962

Le neutrino (ou plus exactement l'anti-neutrino) provenant d'un réacteur nucléaire est un neutrino de type électronique (ν e), car, dans la désintégration bêta, il est toujours émis avec un électron. Est-il différent du neutrino de type muonique (ν mu), associable au muon (une autre particule que l'on observait alors dans les rayons cosmiques) ?... Ou bien cette différence n'est-elle qu'un arbitraire théorique de confort? Reines n'eut pas le loisir de poursuivre ses recherches. Il dut retourner à Los Alamos. D'autres prirent le relais et, en 1959, à la cafétéria de l'université de Columbia, à New York, commence la quête du neutrino ν mu. À la suite d'une discussion entre T.D. Lee et M. Schwartz, ce dernier prend conscience de la possibilité de fabriquer un faisceau de neutrinos provenant de la désintégration du pion, particule produite en grande quantité lorsqu'un faisceau de protons de plusieurs GeV rencontre de la matière. T.D. Lee et C.N. Yang s'enthousiasment et commencent à calculer les sections efficaces attendues, tandis que Schwartz s'associe à Leon Lederman, Jack Steinberger et, plus tard, un jeune physicien d'Orsay Jean-Marc Gaillard. Ils trouvent le détecteur idéal pour leur expérience en découvrant la chambre à étincelles construite par J. Cronin et son équipe, à Princeton. En 1960, Lee et Yang sont de plus en plus convaincus que si une réaction comme celle là n'est pas observée, c'est parce qu'il existe deux types de neutrinos. Pendant ce temps, la construction des chambres à étincelles (un ensemble de 10 tonnes rempli de néon), avance rapidement. Début 1962, tout est prêt. L'accélérateur délivre quelques centaines de millions de neutrinos par heure, dont 40 environ interagissent avec l'appareillage de façon claire. Dans 6 cas sur 40 la particule provenant de l'interaction du neutrino est reconnue comme étant un électron, ce qui était le bruit de fond attendu. Dans 34 cas sur 40, c'est un muon. Conclusion: le ν mu est une particule différente. Si le ν mu et le ν e avaient été un seul et même neutrino, nos chasseurs de neutrinos auraient obtenu la même proportion d'électrons et de muons.

1963-1983

La découverte du ν e puis celle du ν mu provoquèrent une fièvre naturelle chez les physiciens. Toute une série d'expériences et de découvertes quasiment en parallèle, concernant les quarks et les leptons, vont se succéder. Dans les années 60 et 70, les électrons et les neutrinos de haute énergie vont servir de sondes pour aller voir de quoi sont composés les nucléons (protons et neutrons). C'est de cette époque que provient l'idée, encore admise maintenant que protons et neutrons sont composés chacun de trois quarks. La désintégration bêta s'explique alors par la transformation d'un des quark en un autre, avec émission d'un boson W qui se désintègre en un électron et un anti-neutrino (respectivement : positon et neutrino). La mise en évidence des quarks, puis leur étude, doit donc beaucoup au neutrino. On voit fleurir au CERN, durant les années 70, notamment en 1975 et 1976, les expériences CDHS, CHARM et CHARM II, puis BEBC, qui toutes apporteront des résultats marquants pour la compréhension de la structure en quarks des nucléons et permettront surtout de mieux cerner cette drôle de force qu'est l'interaction faible. En 1970, Glashow, Iliopoulos et Maiani font l'hypothèse de l'existence d'une deuxième famille de quark. Fin 1974, leur hypothèse est confirmée expérimentalement par deux équipes américaines. Deuxième famille de neutrinos, Deuxième famille de quarks: un joli pont se dessine entre les familles de leptons et les familles de quarks. En 1973, après une course effrénée entre l'équipe du Fermilab et l'équipe de la chambre a bulles « Gargamelle », au CERN, les courants neutres (interaction d'un neutrino avec la matière sans que le neutrino soit transformé en une autre particule comme le muon ou l'électron) sont découverts. En 1977, l'équipe de Leon Lederman découvre auprès de l'accélérateur de Stanford le quark b, qui ouvre ainsi la troisième famille de quarks. À peu près au même moment, Martin Perl découvre le tau, troisième de la famille de lepton. Le neutrino ν tau est là: on le sent mais on ne le voit pas! En 2000, on ne l'a toujours pas observé expérimentalement! En 1983, le boson W signale sa présence à l'expérience UA1 en se désintégrant en électron + anti-neutrino. Puis c'est le boson Z. L'interaction faible et le neutrino impriment définitivement leur marque dans la physique. Un long chemin a été parcouru depuis les premières désintégrations bêta reconnues par Curie et Rutherford en 1898.

1983-1989

Dans les années 80, des « considérations théoriques et pratiques » amènent peu a peu certains physiciens à accorder leurs faveurs au neutrino de masse non nulle. La mécanique quantique permet alors aux neutrinos d'osciller. Un ν e peut, au long de son parcours dans l'univers, devenir un ν mu et vice-versa. En 1979, une expérience menée par F. Reines, toujours auprès du réacteur nucléaire de Savannah River, entreprend de mesurer la proportion de courants neutres par l'interaction d'anti-neutrinos sur du deutérium. Le résultat ne correspond pas aux prévisions théoriques et pourrait s'expliquer par le phénomène d'oscillation des neutrinos. Mais pas de conclusion hâtive. Sous l'impulsion de ce résultat (qui plus tard sera corrigé par d'autres expériences), une équipe de l'ILL (Institut Laue Langevin) de Grenoble tente de chercher l'oscillation des neutrinos auprès du réacteur de son Institut. Puis, plusieurs expériences recherchent d'oscillations de neutrinos auprès des réacteurs nucléaires à travers le monde. Notamment, l'équipe de l'ILL engendre deux équipes: Gosgen en Suisse et Bugey, auprès du réacteur de Bugey, entre Chambery et Lyon. Cette dernière regroupe cinq laboratoires français, dont le LAPP. Les deux expériences Gosgen et Bugey trouvent en 1984 deux résultats différents: Bugey voit des oscillations tandis que Gosgen n'en voit pas. Finalement, Bugey corrige le tir et repousse les limites sur les oscillations du neutrino. Donc, toujours pas d'oscillation des neutrinos. Résultat: à moins que la différence de masse entre ν mu et ν e soit très petite (inférieure a 0.1 eV), il n'y pas plus de 10% de mélange entre ces neutrinos, c'est a dire qu'un ν e n'a pas plus de 10% de chance de se transformer en ν mu. Mais l'histoire ne s'arrête pas là car le neutrino est facétieux. Depuis 1969, un certain Ray Davis tente, dans la mine de Homestake, sous 3000 mètres de terre et de roche, d'attraper quelques neutrinos solaires par an dans un immense détecteur de 600 tonnes de solvant industriel à base de chlore. Ses premiers résultats surprennent. Ils sont confirmés aujourd'hui après plus de 20 ans de prise de données: pour des neutrinos d'énergie supérieure a 1 MeV, le soleil émettrait trois fois moins de neutrinos que prévu. Les astrophysiciens se grattèrent la tête et d'autres expériences se mettent en place afin de vérifier ce déficit inattendu. Trois expériences notamment: GALLEX, SAGE et KAMIOKANDE. L'expérience de Davis, HOMESTAKE, utilise le chlore, GALLEX utilise le gallium et KAMIOKANDE l'eau. En théorie, chacune de ces expériences ne voient pas les mêmes neutrinos, selon leur provenance lors des réactions thermonucléaires dans le soleil. Le déficit observé en ν e solaires pourrait-il provenir des oscillations de neutrinos?... L'idée est séduisante, mais les résultats des expériences vont montrer qu'elle est difficile à rendre pratique. D'autre part, en 1985, S.P. Mikheyev et A.Y. Smirnov reprennent le travail de L. Wolfenstein et développent l'idée d'une oscillation des neutrinos renforcée par la présence de matière: c'est l'effet MSW. Le déficit en neutrinos pourrait alors provenir d'une oscillation durant leur parcours à l'intérieur du soleil. Mais l'expérience est seule juge.

1989-1998

En 1989, dès les premiers mois de prises de données du LEP, le nouveau collisionneur de particules du CERN, l'étude de la durée de vie du boson Z permet de montrer qu'il n'existe que trois familles de neutrinos légers. Ce fut un résultat de physique majeur! Plus une particule se désintègre rapidement, plus sa masse est indéterminée. On dit que sa distribution de masse possède une certaine largeur. Et cette largeur augmente avec le nombre de possibilités de désintégrations de la particule. Le Z, qui ne vit en moyenne que 10^-23 seconde, peut se désintégrer en paires particule/anti-particule, comme par exemple neutrino/anti-neutrino. Plus il y a de familles de neutrinos, plus la largeur de la distribution de masse du Z est grande. En 1991, se préparent deux expériences au CERN pour détecter l'oscillation des neutrinos: NOMAD et CHORUS, qui, grâce au phénomène d'oscillation, espèrent détecter des neutrinos ν tau au sein d'un faisceau de ν mu obtenu à partir des protons de l'accélérateur de particules SPS du CERN. La prise de données commença en 1994 et les premiers résultats furent publiés en 1998. En 1995, l'expérience GALLEX publie ses résultats: un déficit d'environ 40% pour la quasi-totalité des neutrinos solaires. SAGE confirme sagement ce chiffre et KAMIOKANDE observe un déficit de 50%, mais pour les neutrinos du Bore seulement (au-dessus de 7.5 MeV). Le mystère reste entier car l'expérience de Davis, sensible aux neutrinos du Bore et du Béryllium, observait un déficit de 70%. Selon l'énergie des neutrinos solaires, le déficit en neutrinos varie. L'effet MSW pourrait expliquer ce déficit sélectif ? Enfin, KAMIOKANDE observe un deficit de ν mu dans les gerbes de rayons cosmiques. Tenter d'expliquer tout ces déficits par les oscillations neutrino n'est pas chose aisée!... Et cela devient quasiment impossible si l'on tente d'incorporer le résultat préliminaire obtenu par l'expérience LSND à Los Alamos: une oscillation entre anti-ν e et anti-ν mu. En 1996, l'expérience LSND annonce de nouveaux résultats: 22 interactions de anti-ν e alors que 4 interactions de ce type étaient attendues. Le fait que les neutrinos aient une masse semble se confirmer. En 1998, la confirmation de LSND est arrivée et une expérience japonaise, Super-Kamiokande, a vu également une anomalie dans les neutrinos atmosphériques et dans les neutrinos solaires. Les résultats ne sont encore qu'embryonnaires mais tout semble en place pour un neutrino massif ou un nouveau cadeau de la nature, c'est-à-dire une nouvelle découverte scientifique.

Caractéristiques physiques

Les neutrinos interagissent uniquement par l'intermédiaire de l'interaction faible et sont insensibles à l'interaction forte et aux interactions électromagnétiques. Puisque le neutrino n'interagit que fort peu, en se déplaçant dans la matière ordinaire sa probabilité d'interagir est très petite. Il faudrait une épaisseur d'une année lumière de plomb pour arrêter la moitié des neutrinos qui la traversent. Les détecteurs de neutrinos contiennent donc typiquement des centaines de tonnes d'un matériau construit de telle façon que quelques atomes par jour interagissent avec les neutrinos entrant. Dans une supernova qui s'effondre, la densité dans le noyau devient suffisamment élevée (10¹⁴grammes/cm³) pour que les neutrinos produits puissent être retenus un bref moment. Il existe trois genres, ou saveurs de neutrinos :
- le neutrino électronique ou neutrino-électron ν_e,
- le neutrino muonique ou neutrino-muon ν_μ
- le neutrino tauique ou neutrino-tau ν_τ. Ils sont appelés d'après le lepton qui leur est associé dans le modèle standard. Des expériences récentes, notamment celle de Super-Kamiokande en 1998 (qui reçut le prix Nobel de physique 2002 à cette occasion) et celle menée à l'Observatoire de Neutrinos de Sudbury depuis 1999, ont montré que les neutrinos peuvent, par l'intermédiaire d'un phénomène appelé oscillation du neutrino, se transformer continuellement d'une forme de saveur en une autre. Ce phénomène n'est possible que si les neutrinos possèdent une masse et que celle-ci est différente pour chaque saveur. La découverte de ce phénomène à permis de fournir une solution au problème des neutrinos solaires. Un autre problème en astrophysique qui concernait les neutrinos est celui de la matière sombre, la masse « manquante » de l'univers selon certaines théories. En effet, l'univers semble contenir beaucoup plus de matière que celle qui est détectable par le rayonnement qu'elle émet. Cette matière qui n'émet pas de lumière, d'où le terme matière sombre, est toutefois détectable par l'influence gravitationnelle qu'elle exerce sur la matière visible comme les étoiles et les galaxies, et, jusqu'à récemment, on pensait que si les neutrinos possédaient une masse ils pourraient peut-être constituer la matière sombre. Toutefois, selon les connaissances actuelles, la masse des neutrinos est bien trop petite pour que les neutrinos puissent contribuer à une fraction significative de l'hypothétique matière sombre. D'après les connaissances actuelles, les neutrinos sont nés il y a environ 15 milliards d'années, peu après la naissance de l'univers. Depuis, l'univers n'a cessé de s'étendre, de se refroidir et les neutrinos ont fait leur chemin. Théoriquement, ils forment aujourd'hui un fond de rayonnement cosmique de température égale à 1,9 kelvin (-271,2 degrés Celsius). Les autres neutrinos que l'on trouve dans l'univers sont créés au cours de la vie des étoiles ou lors de l'explosion des supernovae. La majeure partie de l'énergie dégagée lors de l'effondrement d'une supernova est rayonnée au loin sous la forme de neutrinos produits quand les protons et les électrons se combinent dans le noyau pour former des neutrons. Ces effondrements de supernova produisent d'immenses quantités de neutrinos. La première preuve expérimentale de ceci fut fournie en 1987, quand des neutrinos provenant de la supernova 1987a ont été détectés par les expériences japonaise et américaine Kamiokande et IMB.

Détecteurs de neutrinos

Il y a plusieurs types de détecteurs de neutrinos. Chacun est composé d'une grande quantité de matériel situé dans une caverne souterraine conçue pour la protéger du rayonnement cosmique.
- Les détecteurs au chlore furent les premiers employés et se composent d'un réservoir rempli de liquide de nettoyage à sec (CCl4). Dans ces détecteurs un neutrino convertit un atome de chlore en un atome d'argon. Le fluide doit être purgé périodiquement avec du gaz hélium qui enlève l'argon. L'hélium doit alors être refroidi pour le séparer de l'argon. Ces détecteurs avaient le désavantage majeur qu'il leur était impossible de déterminer la direction du neutrino entrant. C'était le détecteur au chlore de Homestake, dans le Dakota du Sud, contenant 520 tonnes de liquide, qui détecta la première fois le déficit des neutrinos provenant du Soleil et qui conduisit au problème des neutrinos solaires.
- Les détecteurs au gallium sont semblables aux détecteurs au chlore mais sont plus sensibles aux neutrinos de faible énergie. Dans ces détecteurs, un neutrino convertit le gallium en germanium qui peut alors être détecté chimiquement. De nouveau, ce type de détecteur ne fournit aucune information sur la direction du neutrino.
- Les détecteurs à eau ordinaire, tels que Super-Kamiokande, contiennent un grand réservoir d'eau pure entouré par des détecteurs très sensibles à la lumière, des tubes photomultiplicateurs. Dans ces détecteurs, un neutrino transfère son énergie à un électron qui se déplace alors plus rapidement que la vitesse de la lumière dans ce milieu, mais plus lentement que la vitesse de la lumière dans le vide, comme le prévoit la théorie de la relativité. Ceci produit une « onde de choc optique » connue sous le nom de rayonnement Cherenkov qui peut être détectée par les tubes photomultiplicateurs. Les avantages de ce détecteur sont d'enregistrer le neutrino dès qu'il entre dans le détecteur, et la possibilité d'obtenir des informations sur la direction du neutrino. C'est ce type de détecteur qui a enregistré le « sursaut » de neutrinos de la supernova 1987a.
- Les détecteurs à eau lourde emploient trois types de réactions pour détecter les neutrinos : la même réaction que les détecteurs à eau légère, une réaction impliquant la collision d'un neutrino avec le neutron d'un noyau de deutérium, ce qui libère un électron, et une troisième réaction dans laquelle le neutrino casse un noyau de deutérium en proton et neutron sans lui-même changer de nature. Les résultats de ces réactions peuvent être détectés par des tubes photomultiplicateurs et des détecteurs de neutrons. Ce type de détecteur est en fonction dans l'Observatoire de Neutrinos de Sudbury.

Expériences actuelles

En 2004, différentes expériences de physique des particules cherchent à améliorer les connaissances sur l'oscillation des neutrinos. Outre les neutrinos créés par la radioactivité du Soleil et ceux venant de la radioactivité des centrales nucléaires, les physiciens étudient également des neutrinos créés par des accélérateurs de particules (par exemple, l'expérience japonaise K2K). L'avantage de ce type d'expérience est de contrôler le flux et le moment où les particules sont envoyées. De plus, on choisit leur énergie et la distance qu'elles parcourent entre leur production et leur détection. On peut ainsi se placer au maximum de l'oscillation où la mesure des paramètres d'oscillation est la plus précise.

Les neutrinos au-delà du Modèle Standard

Depuis que l'on sait que les neutrinos ont une masse, les théoriciens ont développé de nombreuses théories dites "au-delà" du Modèle Standard afin d'expliquer cette masse. Un des modèle les plus prometteur est le modèle du "see-saw" ou balançoire en français. Dans ce modèle on introduit dans la théorie les neutrinos de chiralité droite (on étend donc le contenu en particules du Modèle Standard d'où l'appelation "au-delà") que l'on suppose très massifs (bien au-delà de l'échelle électrofaible). Cette dernière hypothèse est justifiées par le fait que l'on ne les ait jamais observés jusqu'a présent et par des considérations de symétries. Ainsi, on arrive à expliquer la faible masse des neutrinos gauches, ceux que l'on observe jusqu'a présent. Il existe en effet un lien très fort entre la masse des neutrinos gauches et celle des neutrinos droits : elles sont inversement proportionnelles. Donc plus les neutrinos droits sont lourds, plus les neutrinos gauches sont légers. Ce modèle repose sur le fait que l'on considère les neutrinos comme des particules de Majorana, fait qui sera infirmé ou confirmé dans les prochaines années par l'expérience NEMO étudiant la double désintégration bêta. L'un des attrait de ce modèle est qu'il pourrait permettre d'expliquer l'antisymétrie matière/antimatière de notre Univers. En effet, on se demande toujours pourquoi l'univers est-il remplie de matière et vide d'antimatière. Des processus issus de la désintégration des neutrinos droits dans des périodes où l'univers était très jeunes permettent de comprendre ce phénomène. Les processus impliqués sont appelés la leptogénèse et la baryogénèse. Aujourd'hui les conséquences physiques du à la masse des neutrinos sont donc très vastes et forment un domaine de recherche très actif au sein de la communauté scientifique. Catégorie:Histoire de la physique Catégorie:Lepton ja:ニュートリノ ko:중성미자 simple:Neutrino

Photon

Le photon est la particule élementaire qui constitue le rayonnement électromagnétique, dont un exemple courant est la lumière visible. Dans le cadre du modèle standard, le photon est le médiateur de l'interaction électromagnétique. C'est une particule de spin égal à 1, donc un boson. On utilise généralement le symbole γ (gamma) pour les désigner. Les photons sont des « paquets » d'énergie élémentaires ou quanta de rayonnement électromagnétique qui sont échangés entre deux particules. Ils sont une sorte de concentré de l'énergie et de la quantité de mouvement (pression de radiation) des rayonnements électromagnétiques. Les sources de rayonnement habituelles (antennes, lampes, laser, ...) produisent de très grandes quantités de photons. Les processus permettant de produire des photons un par un sont divers :
- lors d'une transition électronique,
- par des transitions nucléaires,
- lors d'annihilation de paires particule-antiparticule.

Historique

Les travaux de la fin du XIX et du début du XX siècle (notamment de Heinrich Hertz sur l'effet photoélectrique et de Max Planck sur le rayonnement du corps noir) ont montré que la matière recevait ou émettait de l'énergie électromagnétique exclusivement par paquets de valeur bien déterminée (ou quantas). Le concept de photon a été imaginé par Albert Einstein en 1905.

Modèles du photon

Bille de lumière

La première image que l'on a du photon est la « bille de lumière », la lumière serait composée de grains qui voyageraient à 300 000 km/s. Dans ce modèle, un flux d'énergie lumineuse donné est décomposé en billes dont l'énergie dépend de la longueur d'onde λ et vaut h.c/λ (h étant une constante). Ainsi, pour une lumière monochromatique (c'est-à-dire dont le spectre se résume à une seule longueur d'onde), le flux d'énergie est composé en beaucoup de « petites » billes si la longueur d'onde est grande (du côté du rouge), ou de peu de « grosses » billes si la longueur d'onde est petite (du côté du bleu) —les qualificatifs « petit » et « gros » ne sont pas relatifs à la taille des billes, mais à la quantité d'énergie qu'elles comportent. Si la lumière est composée de plusieurs longueurs d'onde, alors le flux d'énergie se compose de billes de « grosseurs » diverses. Cette vision ne permet pas d'expliquer correctement toutes les propriétés de la lumière et est donc incomplète, mais elle permet de donner une image simple.

Modèle du paquet d'onde

On peut représenter au premier abord les photons par des paquets d'onde : l'onde électromagnétique n'est pas une sinusoïde d'extension infinie, il y a une zone d'amplitude importante qui est concentrée dans une zone, et cette amplitude décroît lorsque l'on s'éloigne de cette zone. La sinusoïde s'inscrit dans une « enveloppe » (représentée en pointillés ci-dessous). le paquet d'onde, un modèle du photon : on a une onde monochromatique de longueur d'onde lambda inscrite dans une enveloppe de largeur finie
Le paquet d'onde, un modèle du photon : on a une onde monochromatique de longueur d'onde λ inscrite dans une enveloppe de largeur finie Ce modèle est insuffisant : en effet, dans une telle configuration, le photon devrait s'élargir au fur et à mesure de sa progression (on parle de l'« étalement du paquet d'onde »), l'énergie devrait être de moins en moins concentrée. Or, on constate que même après un trajet interstellaire de plusieurs milliers d'années-lumière, les propriétés des photons sont exactement les mêmes. On touche en fait ici à la Dualité onde-particule.

Dualité onde-corpuscule

Le photon est un concept, une construction mentale, faite par les hommes pour expliquer les interactions entre les rayonnements électromagnétiques et la matière, mais, comme les autres particules élémentaires, il a une Dualité_onde-particule. On ne peut parler de photon en tant que particule qu'au moment de l'interaction. En dehors de toute interaction, on ne sait pas — et on ne peut pas savoir — quelle « forme » a ce rayonnement. On peut imaginer que le photon serait une concentration qui ne se formerait qu'au moment de l'interaction, puis s'étalerait, et se reformerait au moment d'une autre interaction. On ne peut donc pas parler de « localisation » ni de « trajectoire » du photon. On peut en fait voir le photon comme une particule quantique, c'est-à-dire pas une bille localisée, mais un objet mathématique défini par sa fonction d'onde, la fonction d'onde donnant la probabilité de présence. Attention à na pas confondre la fonction d'onde et l'onde électromagnétique classique. Ainsi, l'onde électromagnétique, c'est-à-dire la valeur du champ électrique et du champ magnétique en fonction de l'endroit et du moment (

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), a donc deux significations :
- une signification macroscopique : lorsque le flux d'énergie est suffisamment important, c'est le champ électrique et magnétique mesuré par un appareil macroscopique (par exemple antenne réceptrice, un électroscope, une sonde de Hall) ;
- une signification microscopique : elle représente la probabilité de présence des photons, c'est-à-dire la probabilité qu'en un endroit donné il y ait une interaction quantifiée (c'est-à-dire d'une énergie hν déterminée).

Propriétés générales

De la lumière monochromatique de fréquence ν est constituée de photons d'énergie E : :E = h.ν et de quantité de mouvement (ou impulsion) p : :p = h.ν/c h étant la constante de Planck et c la vitesse de la lumière dans le vide. La longueur d'onde λ valant c/ν, on a aussi :E = h.c/λ :p = h/λ Il faut lever ici un paradoxe apparent : si le photon est monochromatique (une seule longueur d'onde λ), cela devrait être une sinusoïde infinie ; on ne peut obtenir un paquet d'onde que si l'on a un spectre d'une certaine largeur (par exemple de type gaussien). En fait, comme tout phénomène quantique, il y a une incertitude sur l'impulsion p (donc une certaine largeur de spectre) et sur la position x. Le photon ne représente donc qu'une seule longueur d'onde (celle du maximum du spectre, celle de la sinusoïde inscrite dans l'enveloppe), mais est en fait décomposable en une superposition de sinusoïdes de longueurs d'onde voisines (les autres composantes du spectre, cf. transformation de Fourier). Le photon respecte les inégalités de Heisenberg : si l'on connaît avec précision sa position (c'est-à-dire que le paquet d'onde est étroit, δx est faible), alors l'incertitude sur sa quantité de mouvement p, qui se traduit par une dispersion de longueur d'onde δλ, est importante, car dépendant de 1/δx. On peut relier ceci avec l'étalement du paquet d'onde : au moment de l'interaction, le photon est bien localisé (δx petit) donc la dispersion de la quantité de mouvement est grande (δλ grand). L'instant d'après, la dispersion de quantité de mouvement fait que le photon est moins bien localisé, le photon s'est étalé (δx est plus grand) ; sa « forme » s'étant « rapprochée » de la sinusoïde idéale, son spectre s'est rétrécit (δλ est plus petit). On peut voir grossièrement δx comme le « diamètre » du photon. Dans le vide, les photons se déplacent à la vitesse de la lumière c, environ 300 000 km/s (on notera qu'implicitement, la référence à la vitesse des photons sous-entend un modèle de type « bille de lumière » dont on sait qu'il est imparfait). Lorsqu'ils se déplacent dans la matière, les photons se déplacent plus lentement, la vitesse étant déterminée par la valeur de l'indice de réfraction de ce milieu et qui lui-même dépend de la fréquence ou la longueur d'onde de cette lumière. Selon les connaissances actuelles, les photons sont des particules fondamentales, d'énergie bien déterminée et de masse au repos nulle. Selon la théorie de la relativité générale, les photons, malgré leur masse au repos nulle, sont soumis à la gravitation puisqu'ils possèdent une énergie non nulle (équivalence masse énergie). Ceci a pu être confirmé par des observations, les plus spectaculaires étant les lentilles ou mirages gravitationnels. Notamment, à l'occasion d'une éclipse solaire (la Lune masquant le Soleil atténue sa lumière et permet d'observer les étoiles dont l'image se situe en périphérie du Soleil), on a pu constater que l'image des étoiles se déplaçait lorsque le Soleil passait à proximité de cette image ; ceci s'explique par le fait que la trajectoire des photons est modifiée par la proximité du Soleil. Cette observation, faite en 1919, fut une des première confirmations expérimentales de la théorie de la relativité générale.

Voir aussi

optique et phénomène optique lumière. Catégorie:Boson Catégorie:Électromagnétisme Catégorie:Optique ja:光子 ko:광자 simple:Photon

Matière noire

En astrophysique, la matière noire (ou matière sombre) désigne la matière apparemment indétectable, invoquée pour rendre compte d'effets inattendus, notamment au sujet des galaxies. Différentes hypothèses ont été émises et explorées sur la composition de cette hypothétique matière noire : gaz moléculaire, étoiles mortes, naines brunes en grand nombre, trous noirs, etc. Cependant, les observations (ou plutôt le manque d'observations directes) impliqueraient plutôt une nature non-baryonique, et donc encore inconnue. La matière noire constituerait pourtant 70 à 99 % de la masse totale de l'Univers, selon les modèles de formation et d'évolution des galaxies, ainsi que les modèles cosmologiques.

Masse dynamique et masse lumineuse des galaxies

Premiers indices

En 1933 l'astronome suisse Fritz Zwicky décide d'étudier un petit groupe de sept galaxies dans l'amas de Coma. Son objectif était de calculer la masse totale de cet amas en étudiant la vitesse (ou plutôt la dispersion des vitesses) de ces sept galaxies. Il pouvait ainsi — à l'aide des lois de Newton — en déduire la masse dite « masse dynamique », puis la comparer avec la masse dite « masse lumineuse », qui est la masse déduite de la quantité de lumière émise par l'amas (en faisant l'hypothèse d'une distribution raisonable des populations d'étoiles dans les galaxies). La dispersion des vitesses (ou autrement dit, comment les vitesses de ces 7 galaxies diffèrent les unes des autres) est directement liée à la masse présente dans l'amas. En fait, un amas d'étoile peut être comparé à un gaz, où les particules seraient des galaxies. Si le gaz est chaud (et donc léger), la dispersion des vitesses des particules est élevée. Dans le cas extrême, les particules ayant une vitesse suffisante quitte le gaz (évaporation). Si le gaz est froid (et donc lourd), la dispersion des vitesses est faible. Zwicky fut surpris de constater que les vitesses observées dans l'amas de Coma étaient très élevées. La masse dynamique était 400 fois plus grande que la masse lumineuse ! À l'époque, les méthodes et la précision des mesures n'étaient pas assez bonnes pour ne pas exclure des effets de mesure. De plus, des objets massifs tels que les naines brunes, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs, tous des objets très peu rayonnants, étaient mal connus, tout comme leur distribution. De même pour la poussière interstellaire et le gaz moléculaire. Zwicky fit part de ses observations à ses confrères, mais ceux-ci ne semblaient pas s'y intéresser. Zwicky n'avait pas très bonne réputation à cause de son fort caractère et ses mesures étaient critiquables en raison des grandes incertitudes de mesure. Ce même phénomène a été observé à nouveau en 1936 par Sinclair Smith lors du calcul de la masse dynamique totale de l'amas de la Vierge. Celle-ci était 200 fois plus importante que l'estimation donnée par Edwin Hubble, mais elle pouvait, d'après Smith, s'expliquer par la présence de matière entre les galaxies de l'amas. En outre, les amas de galaxies étaient encore considérés par un grand nombre d'astronomes comme des structures temporaires dont les galaxies pouvaient s'échapper, plutôt que des structures stables. Cette explication suffisait pour justifier les vitesses excessives. La question de la différence entre la masse dynamique et la masse lumineuse n'intéresse pas et sombre dans l'oubli pour plusieurs décennies. À l'époque, les astronomes avaient d'autres questions jugées plus importantes, comme celle de l'expansion de l'Univers.

Les courbes de rotation plate des galaxies spirales

Ce n'est qu'une quarantaine d'années plus tard, dans les années 1970, que la question de l'existence de cette matière manquante — que l'on nommera « matière noire » (Dark Matter en anglais) — refait surface. À partir de l'analyse des spectres des galaxies, l'astronome américaine Vera Rubin étudia la rotation des galaxies spirales. Le problème est le même que la comparaison entre la masse dynamique et la masse lumineuse des amas de galaxies. Il s'agit de savoir si la « masse lumineuse », c'est-à-dire la masse qui est déduite de la présence des étoiles, est bien égale (à quelques corrections près) à la masse dynamique. Il faut noter que la masse dynamique est normalement la seule masse véritable, puisqu'il s'agit d'une mesure de la masse déduite de son influence gravitationelle. Toute masse étant soumise à la force de gravitation, il n'y a aucune raison de penser que la masse dynamique observée est fausse. Ce n'est pas aussi simple pour la masse lumineuse. Pour mesurer cette dernière, on fait l'hypothèse que toute la masse de la galaxie (ou de l'amas de galaxies) est consistuée d'étoiles. Ces étoiles rayonnent, et si l'on connaît (mais c'est très difficile) leur distribution (masse, nombre, âge etc.), la lumière visible est donc un bon « traceur » de masse. En analysant le spectre des galaxies spirales vues par la tranche, comme la galaxie d'Andromède, il est possible d'en déduire la courbe de rotation. La courbe de rotation décrit la vitesse de rotation de la galaxie en fonction de la distance au centre. Cette courbe de rotation est une mesure directe de la distribution globale de matière dans la galaxie. La vitesse maximale de rotation d'une galaxie spirale se trouve à quelques kilo-parsecs du centre, puis elle est censée décroître, en suivant une décroissance képlérienne. En effet, les étoiles à la périphérie de la galaxie sont en orbite autour du centre, de la même manière que les planètes sont en orbite autour du Soleil. Les étoiles en périphérie de la galaxie tournent donc moins vite que celles plus près du centre. La courbe de rotation, après un maximum, se met à redescendre. Or, Vera Rubin observa que les étoiles situées à la périphérie de la galaxie d'Andromède — comme pour d'autres galaxies spirales — semblent tourner trop vite (les vitesses restaient pratiquement constantes au fur et à mesure que l'on s'éloignait du centre). La courbe de rotation des galaxies spirales, ou en tous cas de certaines d'entre elles, était plate. La vitesse ne décroissait pas alors que l'on s'éloignait du centre. De nombreuses autres observations similaires sont effectuées dans les années 1980, venant renforcer celles de Vera Rubin. Cette observation pose de profondes questions, car la courbe de rotation mesure bien la masse dynamique. Aucune hypothèse au sujet de l'âge, de la distribution de masse des étoiles n'est nécessaire. La seule supposition est que les étoiles qui sont la source de la lumière qui forme le spectre analysé sont bien des traceurs de la masse de la galaxie. Comment imaginer alors que les étoiles, principales composantes de matière dans les galaxies spirales, tournent de manière non-képlerienne, c'est-à-dire ne suivent tout simplement plus les lois de la gravitation?! Une explication possible est d'imaginer l'existence d'un gigantesque halo de matière non visible entourant les galaxies ; un halo qui représenterait jusqu'à 90 % de la masse totale de la galaxie. Ainsi toutes les étoiles se trouvent presque au centre de l'extension véritable de la « galaxie » (cette fois-ci composée de la galaxie visible et du halo de matière sombre), et tournent donc normalement. Cela revient à dire que les étoiles, même celles à la périphérie visible de la galaxie, ne sont pas « assez loin » du centre pour être dans la partie redescendante de la courbe de rotation. Il reste à observer directement cette fameuse matière pour confirmer que c'est la bonne explication. Personne n'y est encore parvenu jusqu'à aujourd'hui. La présence de matière noire est lune des explications possibles. Elle a l'immense avantage d'être simple et d'aller dans le bon sens. En effet, les astronomes se doutaient bien que les galaxies contiennent des astres très peu lumineux (comme les naines brunes, naines blanches, trous noirs, étoiles à neutrons) qui peuvent consituer une partie importante de la masse totale de la galaxie, mais qui ne sont pas visibles avec les instruments optiques habituels. Avec la mesure de la courbe de rotation plate le plus loin possible du centre, l'observations des galaxies spirales dans d'autres longueurs d'onde (afin de mieux caractériser la présence d'objets peu lumineux dans le domaine visible) fut un des efforts majeurs de l'astronomie pour étudier le problème.
Comment la matière noire se répartirait-elle dans l'Univers ?

De la matière noire au sein des galaxies ?
À partir des vitesses de rotation des étoiles et des galaxies (au niveau des amas), il a été possible de mesurer la masse de cette matière noire, et d'en déduire également sa répartition. Une grande quantité de cette matière devrait se trouver au sein même des galaxies, non pas dans le disque galactique mais sous forme d'un halo englobant la galaxie. Cette configuration permet une stabilité du disque galactique. De plus, certaines galaxies possèdent des anneaux perpendiculaires au disque et composés de gaz, de poussières et d'étoiles. Là encore, le halo de matière expliquerait la formation et la stabilité de tels anneaux nécessitent. Par contre, il est impossible que la matière noire se trouve dans le disque galactique, car on devrait alors observer une oscillation perpendiculaire au disque dans le mouvement des étoiles que nous ne voyons pas. À l'instar de la matière lumineuse, elle décroîtrait également au fur et à mesure que l'on s'éloigne du centre de la galaxie, mais de façon beaucoup moins prononcée. Ainsi, la proportion de matière lumineuse varierait de dominante au cœur des galaxies à négligeable à la périphérie. L'étude de galaxies satellites (petites galaxies tournant autour d'autres galaxies) oblige à imaginer des halos très étendus : environ 200 ou 300 kpc. Par comparaison, le Soleil est situé à environ 8,6 kpc du centre de notre Galaxie. La galaxie d'Andromède — galaxie la plus proche de nous — se situe à 725 kpc, soit un peu plus du double du rayon du halo de matière noire de notre galaxie. Du coup, ces halos devraient être communs entre galaxies voisines (comme des pépins dans une même pomme).
Entre les galaxies, à l'échelle des amas
Les mouvements de galaxies au sein des amas ont révélé le même problème que l'étude des mouvements des étoiles dans les galaxies et suggèrent donc la présence de matière noire entre les galaxies ; bien que rien ne prouve encore que ces deux problèmes soient liés. À l'échelle des galaxies, le taux de matière noire serait jusqu'à dix fois celui de la matière lumineuse, mais au niveau des amas, il serait bien plus important : jusqu'à trente fois la masse « visible » de ces amas. En 1996, l'astrophysicien Yannick Mellier a décidé, avec son équipe, de mesurer la quantité de matière noire dans tout l'Univers et de dresser une carte de sa distribution entre les amas de galaxies. La méthode est de faire une étude statistique à grande échelle de la déformation des galaxies due à l'interaction gravitationnelle de la matière noire présente entre la Terre et ces structures, déviant les rayons lumineux envoyés par les galaxies (leur image nous arrive donc déformée). Une étude statistique à très grande échelle (la région du ciel étudiée était de la taille apparente de la lune et sur une profondeur de 5 milliards d'années-lumière) permet de négliger les déformations locales dues aux autres amas de galaxies. Cette étude a abouti en mars 2000 à une première cartographie (encore sous forme d'ébauche). La matière noire devraient prendre la forme de longs filaments qui s'entre-croisent, la quantité de matière de l'univers devrait représenter un tiers de celle permettant d'atteindre la densité critique, le reste étant constitué d'énergie noire. Une nouvelle étude similaire est en cours, toujours par l'équipe de Yannick Mellier, avec cette fois une