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Ère électrofaible

En cosmologie et en physique des particules, en particulier dans la théorie du Big Bang, l'ère électrofaible est une période de l'univers primordial où la température de ce dernier est suffisamment grande (> 100 GeV) pour que la force électromagnétique et l'interaction faible forment une seule et même force : l'interaction électrofaible.

Ère électrofaible (en jaune), à partir de 10-32 seconde après le Big Bang, jusqu'à 10-12 seconde.

Cette ère débute après l'ère de grande unification (~1015 GeV, soit ~10−32 seconde après le Big Bang), où l'interaction forte se serait séparée de l'interaction faible. À cette époque, l'énergie potentielle du champ d'inflaton, ayant causé l'inflation cosmique, est relâchée et laisse l'Univers sous une forme de plasma de quarks et de gluons dense et chaud[1]. Les interactions entre les particules de cette ère sont suffisamment énergétiques pour créer de grandes quantités de particules exotiques, dont les bosons W, Z et de Higgs. Au fur et à mesure que l'Univers gagne en taille et se refroidit, les interactions sont de moins en moins énergétiques. Aux environs de 10−12 s, les bosons W et Z cessent d'être créés et ceux qui demeurent se désintègrent rapidement.

Certains cosmologistes placent l'ère électrofaible au début de l'inflation cosmique, soit environ 10−36 s après le Big Bang[2] - [3] - [4].

Chronologie

L'ère électrofaible se passe en trois moments : premièrement, l'Ère inflationnaire (entre 10–36 et 10–32 seconde après le Big Bang) ; deuxièmement, le Réchauffement (entre 10–32 et 10–? seconde après le Big Bang) ; troisièmement et dernièrement, la Baryogenèse (entre 10–? et 10–12 seconde après le Big Bang).

Transition électrofaible

La transition ou brisure électrofaible se produirait lorsque l'énergie passe en dessous du seuil de 10² GeV, et marque la séparation de l'interaction électrofaible en deux interactions : l'interaction faible et l'interaction électromagnétique

Ce seuil est expérimental et déduit des expériences dans les accélérateurs de particules. Le Modèle standard explique cette transition par le mécanisme de Higgs.

Par la suite, l'ère électrofaible fait place à l'ère des quarks.

Notes et références
(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Electroweak epoch » (voir la liste des auteurs).
  1. (en) Dr. Balša Terzić, « Lecture 13: History of the Very Early Universe », Northern Illinois Center for Accelerator and Detector Development
  2. (en) B. Ryden, Introduction to Cosmology, Addison-Wesley, , p. 196
  3. (en) Jonathan Allday, Quarks, Leptons and the Big Bang, Taylor & Francis, (ISBN 978-0-7503-0806-9), p. 334
  4. (en) « Our Universe Part 6: Electroweak Epoch », Scientific Explorer
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