Aušimas ir pamatinių dalelių formavimasis

Respiration et formation des particules fondamentales

Refroidissement et formation des particules fondamentales

Comment, en refroidissant depuis une température extrêmement élevée, les quarks se sont combinés pour former des protons et des neutrons

L'une des périodes les plus importantes de l'Univers primordial a été la transition d'un état chaud, de la « soupe » dense de quarks et de gluons vers un état où ces quarks ont commencé à se lier en particules composites — à savoir les protons et les neutrons. Cette transformation a été déterminante l'impact sur l'Univers actuel, car il a préparé le terrain pour la formation ultérieure des noyaux, des atomes et toutes les formes de matière qui en ont découlé. Nous discutons ensuite :

  1. Plasma quark-gluon (QGP)
  2. Expansion, refroidissement et confinement
  3. Formation des protons et des neutrons
  4. Impact sur l’Univers primitif
  5. Questions ouvertes et recherches en cours

Comprendre comment les quarks ont formé les hadrons (protons, neutrons et autres particules éphémères) En refroidissant, l’Univers nous permet de mieux comprendre les fondements mêmes de la matière.

1. Plasma quark-gluon (QGP)

1.1 État à haute énergie

Aux tout premiers instants après le Big Bang — environ jusqu’à quelques microsecondes (10−6 s) — La température et la densité de l’Univers étaient telles que trop grands pour que les protons et les neutrons puissent exister en tant qu’états liés. Au lieu de cela, les quarks (éléments fondamentaux des nucléons) et les gluons (force forte les porteurs d’interaction) existaient sous la forme d’un plasma quark-gluon (QGP). Dans ce plasma :

  • Les quarks et les gluons étaient déconfinés, c’est-à-dire qu’ils n’étaient pas « enfermés » dans des particules composites.
  • La température a probablement dépassé 1012 K (environ 100–200 MeV en unités d'énergie), bien plus élevée que la limite de confinement en QCD (chromodynamique quantique).

1.2 Données des accélérateurs de particules

Bien que nous ne puissions pas reproduire exactement le Big Bang, les accélérateurs d'ions lourds expériences — telles que le Collisionneur relativiste d'ions lourds (RHIC) Au laboratoire national de Brookhaven et au Grand collisionneur de hadrons (LHC) Au CERN — a fourni de nombreuses preuves de l'existence et des propriétés du QGP. Ces expériences :

  • Accélère les ions lourds (par exemple, or ou plomb) presque à la vitesse de la lumière.
  • Ils se rencontrent, créant brièvement un état de « boule de feu » extrêmement dense et chaud.
  • Étudie cette « boule de feu », qui reflète des conditions similaires à celles de l'univers primitif Pendant l'époque des quarks dans l'Univers.

2. Expansion, refroidissement et confinement

2.1 Expansion cosmique

Après le Big Bang, l'Univers s'est rapidement étendu. En s'étendant, il froid, en termes simples, entre la température T et l'échelle de l'Univers le coefficient a(t) existe une dépendance T ∝ 1/a(t). En d'autres termes, plus plus l'Univers est grand, plus il est froid, et de nouveaux processus physiques peuvent commencer à dominer à différentes époques.

2.2 Transition de phase QCD

Environ entre 10−5 et 10−6 quelques secondes après le Big Bang, la température est tombée en dessous d'une valeur critique (~150–200 MeV, soit environ 1012 K). Alors :

  1. Hadronisation : les quarks sont devenus « confinés » en raison de l'interaction forte dans les hadrons.
  2. Confinement de couleur : les lois de la QCD prévoient que les particules avec « couleur » les quarks, à basse énergie, ne peuvent pas exister seuls. Ils se lient en combinaisons de couleur neutre (par ex., trois quarks forment un baryon, une paire quark-antiquark — un méson).

3. Formation des protons et des neutrons

3.1 Hadrons : baryons et mésons

Baryons (par ex., protons, neutrons) composés de trois quarks (qqq), et les mésons (par ex., pions, kaons) — composés d'une paire quark-antiquark (q̄q). Pendant l'époque des hadrons (environ 10−6–10−4 une seconde après le Big Bang) de nombreux hadrons se sont formés. La plupart d'entre eux étaient éphémères se sont désintégrés en particules plus légères et plus stables. Environ 1 seconde après depuis le Big Bang, la plupart des hadrons instables se sont désintégrés, et les principaux les particules restantes sont devenues des protons et des neutrons (les baryons les plus légers).

3.2 Rapport protons et neutrons

Des quantités abondantes de protons (p) et de neutrons (n) se sont formées, les neutrons sont un peu plus lourds que les protons. Un neutron libre se désintègre assez rapidement (~10 minutes de demi-vie) en proton, électron et neutrino. Dans l'Univers primordial le rapport neutrons-protons était déterminé par :

  1. Vitesses des interactions faibles : Les conversions mutuelles, tels que n + νe ↔ p + e−.
  2. « Gel » : En refroidissant, ces interactions faibles s'est interrompu à partir de l'équilibre thermique, « gelant » le rapport neutrons-protons, qui est devenu environ 1:6.
  3. Désintégration ultérieure : Une partie des neutrons s'est désintégrée avant même le début de à la synthèse des noyaux, ce qui a légèrement modifié le rapport, conduisant plus tard à la formation d'hélium et d'autres éléments légers.

4. Impact sur l'Univers primordial

4.1 Premiers signes de la synthèse des noyaux

Les protons et neutrons stables étaient une condition nécessaire La synthèse des noyaux du Big Bang (BBN), qui a eu lieu environ entre 1 seconde et 20 minutes après le Big Bang. Pendant la BBN :

  • Protons (1Les noyaux d'H) se sont combinés avec des neutrons, formant deutérium, qui s'est ensuite combiné en noyaux d'hélium (4He) et faibles quantités de lithium.
  • Les abondances primaires des éléments légers observées aujourd'hui correspondent parfaitement aux selon les prévisions théoriques — c'est une confirmation importante du modèle du Big Bang.

4.2 Transition vers l'ère dominée par les photons

En refroidissant et en se stabilisant, la densité d'énergie de l'Univers a de plus en plus étaient contrôlés par les photons. Jusqu'à environ 380 000 ans après le Big Bang, L'Univers était rempli d'un plasma chaud d'électrons et de noyaux. Seuls les électrons se recombinaison avec les noyaux et formant des atomes neutres atomams, Visata tapo skaidri, išspinduliuodama kosminį mikrobangų fond (KMF), que nous observons aujourd'hui.

5. Questions ouvertes et recherches en cours

5.1 Nature précise de la transition de phase en QCD

Les théories actuelles et les simulations numériques de la QCD suggèrent que transition du plasma quark-gluon aux hadrons peut être graduelle (en anglais crossover), et non une transition de phase de premier ordre abrupte, lorsque la baryonique densité proche de zéro. Cependant, dans l'Univers primitif, il pourrait y avoir eu une petite asymétrie baryonique. Les travaux théoriques se poursuivent et de meilleures Études numériques de la QCD s'efforcent de préciser ces détails.

5.2 Signatures de la transition de phase quark-hadron

Si la transition de phase quark-hadron a laissé des signatures cosmologiques uniques des traces (par exemple, ondes gravitationnelles, distribution résiduelle des particules), cela pourrait aider à révéler indirectement les premiers instants de l'histoire de l'Univers. Les chercheurs continuent de chercher ces marqueurs possibles à la fois par des observations et des expériences.

5.3 Expériences et simulations

  • Collisions d'ions lourds : les programmes RHIC et LHC reproduisent certains aspects du QGP, aidant les physiciens à étudier la matière fortement interactive les propriétés de la matière à haute densité et température.
  • Observations astrophysiques : Précises Mesures du CMB (satellite Planck) et des éléments légers une évaluation abondante vérifie les modèles de la nucléosynthèse primordiale, limitant indirectement les lois physiques pendant la période de transition quark-hadron.

Références et lectures complémentaires

  1. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). L'Univers primordial. Addison-Wesley. – Un manuel complet qui physique de l'Univers primordial, y compris la transition quark-hadron.
  2. Mukhanov, V. (2005). Fondements physiques de la cosmologie. Cambridge University Press. – Offre une perspective approfondie sur les processus cosmologiques, y compris les transitions de phase transitions et synthèse nucléaire.
  3. Particle Data Group (PDG). https://pdg.lbl.gov – Fournit des revues de physique des particules et de cosmologie.
  4. Yagi, K., Hatsuda, T., & Miake, Y. (2005). Quark-Gluon Plasma: From Big Bang to Little Bang. Cambridge University Press. – Couvre les aspects expérimentaux et théoriques du QGP.
  5. Shuryak, E. (2004). « Ce que les expériences RHIC et la théorie nous disent à propos des propriétés du plasma quark-gluon ?" Nuclear Physics A, 750, 64–83. – Principalement axé sur destiné aux études du QGP dans les accélérateurs.

Pensées finales

La transition du plasma libre de quarks et gluons vers les protons et neutrons liés états ont été l'un des événements déterminants dans l'évolution précoce de l'Univers. Sans cela, il n'y aurait pas la matière stable formée, puis les étoiles, les planètes et la vie. Aujourd'hui, les expériences reproduisent à petite échelle l'époque des quarks dans les collisions d'ions lourds, tandis que les cosmologistes affinent les théories et les simulations, cherchant à comprendre chaque subtilité de cette transition de phase complexe mais essentielle. Ensemble, ces efforts révèlent de plus en plus à quel point la phase primaire était chaude et dense le plasma s'est refroidi et s'est transformé en les principaux blocs de construction de l'Univers actuel.

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