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La physique au delà du modèle standard

Dossier - La cosmologie, laboratoire pour l'infiniment petit
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La cosmologie est la science de l’infiniment grand et des origines de l’univers. Ces dix dernières années, la cosmologie est passée du statut de science spéculative à celui de science prédictive, dont les résultats théoriques majeurs peuvent être comparés avec des observations de plus en plus précises. Celles-ci pourraient nous permettre de mieux comprendre encore la nature de la physique des premiers instants de l’univers.

  
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Nous avons vu que le modèle standard de la physique des particules ne permet pas d'expliquer la baryogenèse. Pour obtenir une explication raisonnable il est nécessaire d'aller au delà du modèle standard.

© NASA/Ames Research Center/Christopher E. Henze CCO

Cette expression signifie que l'on doit s'intéresser à la physique à des énergies plus élevées ou encore à des temps bien avant l'époque décrite par le modèle standard. Pour ce faire, les physiciens ne partent pas dans le flou mais construisent des modèles avec des règles strictes, guidés par des principes fondamentaux. Le cadre utilisé est celui des théories effectives qui à plus basse énergie doivent redonner le modèle standard. Une des premières familles de ces extensions fut construite dans les années 70 et porte le nom de Théories de Grande Unification (en anglais cela donne un acronyme, GUT).

Pour comprendre ces GUT, revenons sur les propriétés des couplages g dans les théories effectives (par exemple la constante de structure fine qui mesure la force de l'interaction électromagnétique). Les couplages g dépendent de l'échelle d'énergie à laquelle l'interaction est étudiée et indiquent avec quelle intensité des particules interagissent entre elles. Plus le couplage est fort plus la force décrite par la théorie effective à une échelle d'énergie donnée est forte. Cette dépendance en l'échelle est prise en compte mathématiquement par ce que l'on appelle le groupe de renormalisation. Elle s'exprime comme :

où est la valeur du couplage à l'échelle  en fonction de celui à une plus grande énergie. Les coefficients b dépendent des détails du modèle. Il se trouve que les couplages dans les modèles de Grande Unification convergent vers une même valeur à grande énergie. Dans ce cas, les trois interactions s'unifient. Les modèles de grande unification portent en eux la possibilité d'expliquer la baryogenèse. Pour ce faire, il faut d'abord créer des leptons qui ensuite donnent lieu aux baryons.

Bien évidemment, nous n'avons pas de preuve directe de l'existence de la Grande Unification. Par contre la matière noire nous fournit des indications précises sur le type de particules qui pourraient exister au delà du modèle standard.

Certaines extensions du modèle standard appelées grande unification sont telles que les trois interactions fondamentales du modèle standard ne forment qu’une seule interaction au dessus d’une énergie de l’ordre de 1015 GeV.

En effet, les caractéristiques de la matière noire, en particulier son abondance qui doit représenter 25% du contenu de l'Univers, nous enseignent que la particule de matière noire doit avoir des interactions de même ordre de grandeur que celles des particules du modèle standard sous l'interaction faible. Elle devrait aussi avoir une masse peu éloignée de l'échelle du modèle standard, c'est-à-dire 102 GeVAinsi la particule de matière noire devrait être détectable au LHC où elle apparaitrait sous forme de masse manquante. On désigne par ce terme l'observation d'une perte d'énergie entre les particules incidentes et les particules résultant d'une collision. Une autre possibilité très étudiée prend en compte que la particule de matière noire peut s'annihiler en rencontrant une autre particule de matière noire. Ceci pourrait avoir lieu au coeur des galaxies où la densité de matière noire est grande. Le résultat de ces annihilations serait un flux de rayons gamma, d'électrons et de positrons.

Les expériences satellitaires telles que Fermi mesurent le flux de positrons, d’électrons ou de rayons gamma issus du Coeur galactique. Un excès d’électrons et de positrons a semblé être observé par Fermi en 2008. Il est possible que des phénomènes astrophysiques tels qu’un pulsar proche permettent d’expliquer cet excès. Crédit : Sky &Telescope-Gregg Dinderman.

De nombreuses expériences à bord de satellites telles que PAMELA, Hess, Atic ou Fermi cherchent à détecter ces flux. Il existe des indications qu'un excès de flux a été mesuré par ces expériences. Bien sûr, il existe aussi une possibilité que cet excès soit d'origine astrophysique (un pulsar dans notre environnement local).

L’annihilation de la matière noire dans le Coeur des galaxies produirait une cascade de particules, notamment des électrons et des positrons dont le flux est détecté par des expériences satellitaires telles que PAMELA. En bleu la courbe théorique du flux de positrons en fonction de l'énergie de ces particule déduite des processus astrophysiques classiques. En rouge les observations de PAMELA, l'anomalie est frappante. Crédit : INFN.

La particule de matière noire pourrait être aussi détectée grâce à son interaction avec les noyaux de la matière sur TerreEn effet, la Terre évolue à 300 km/s a travers le halo de matière noire. Ceci pourrait engendrer des collisions entre la matière noire et les noyaux.

L'expérience CDMS aux Etats-Unis a aussi semblé mesurer cette interaction grâce au dépôt d'énergie qu'elle induirait dans un détecteur. Ce faisceau d'indications porte à croire que la détection de la particule de matière noire se fera dans un futur proche. Dans cette éventualité, il est important de comprendre les grandes classes de théories au delà du modèle standard qui donnent lieu à l'existence de matière noire.

Une première classe est constituée des théories supersymétriques dont le modèle le plus simple s'appelle le MSSM (Minimal Supersymmetric Standard Model). Il a été construit pour résoudre le problème de hiérarchie sur lequel nous reviendrons plus tard. Une de ses conséquences est l'existence d'une particule stable de masse minimale qui a toutes caractéristiques pour être une particule de matière noire. En général, cette particule est ce que l'on appelle un neutralino. Pour comprendre sa nature, il faut savoir que la supersymétrie associe à toute particule du modèle standard un super-partenaire. Par exemple le boson de Higgs qui donne une masse aux quarks ou aux électrons et les bosons vecteurs W et Z qui sont les porteurs de l'interaction faible, comme le photon porte l'interaction électromagnétique, ont des super-partenaires qui sont des fermionsLa particule de matière noire, le neutralino, serait une superposition quantique de ces super-partenaires appelés Higgsinos, Winos et Zinos. La supersymétrie est activement recherchée par les expériences aux collisionneurs comme le LHC. Il est probable que si elle est découverte au LHC, les neutralinos seront aussi détectés.

Une autre classe de modèles tout aussi intéressante se trouve sous la forme de théories de Kaluza-Klein. On appelle ainsi des théories où à très petite distance l'espace n'est plus tridimensionnel mais comprend un certain nombre de dimensions supplémentaires. Celles-ci sont si petites que l'on ne peut s'apercevoir de leur existence que par l'intermédiaire de leurs modes de vibration propre, comme pour un tambour ; ces modes sont associés par la dualité onde-corpuscule à des particules bien réelles. Ces particules de Kaluza-Klein ont des masses uniformément reparties comme les modes de vibration d'un instrument de musique. On appelle tour de Kaluza-Klein cet assemblage de particules avec des masses proportionnelles à la masse correspondant à la première fréquence propre des dimensions supplémentaires. Il se trouve que dans de nombreux modèles, la particule associée à la première fréquence propre est stable et possède tous les atouts pour jouer le rôle de matière noire ! Bien évidemment, les expériences aux collisionneurs recherchent des signatures de la tour de Kaluza-Klein. Si celle-ci était détectée, il va sans dire que ce serait une révolution scientifique puisque notre monde ne serait plus quadridimensionnel. Dans ce cas, la matière noire trouverait aussi une explication satisfaisante.

Nous venons de voir que de nombreuses extensions du modèle standard ont été imaginées. Chacune n'est qu'une théorie effective avec un domaine de validité limité. Les théories de Grande Unification par exemple sont valables jusqu'à des échelles de l'ordre de 1016 GeV. Serait-il possible que la nature soit décrite par une régression infinie de théories effectives valables à des énergies de plus en plus grandes ? (Chacune de ces théories devant être utilisées pour décrire des phases de plus en plus primordiales de l'histoire de l'Univers Observable).

Il existe plusieurs obstacles à la découverte de ces possibles phases de l'Univers Primordial. Le plus important est d'ordre expérimental et observationnel, comme on va le voir. Il est peu probable que l'on puisse construire des accélérateurs de particules testant la physique jusqu'à des énergies arbitraires. L'Univers lui-même nous donne une limite sous la forme de la borne GKZ. Pour atteindre des énergies au delà de cette borne, il faudra sans doute se contenter d'observer des phénomènes cosmologiques ayant eu lieu à des époques de plus en plus primordiales de l'Univers. On se heurte à deux limites essentielles.

La première est observationnelle et est due à l'existence d'un plasma de particules à des temps antérieurs à 380.000 ans.

Ainsi la lumière que nous recevons ne peut parvenir d'instants plus reculés. Avant cet instant, l'Univers était opaque. Il est néanmoins envisageable qu'un jour nous puissions nous affranchir de cette limite grâce aux ondes gravitationnelles qui ne sont pas sensibles à l'opacité de l'Univers. Jusqu'où pourrions-nous alors remonter le temps ?

Un autre obstacle fera l'objet du prochain chapitre et porte le nom d'inflation cosmique.

L'Univers semble avoir subi une phase d'accélération de son expansion bien avant la formation des particules. Bien que cette époque très primordiale ne soit pas encore bien comprise et si de nombreux chercheurs essayent de trouver des alternatives, il est un fait qu'elle semble nécessaire à une bonne compréhension de la physique du rayonnement de fond.

Cette phase joue le rôle d'un grand effaceur cosmique : l'Univers qui est accessible à l'observation proviendrait d'une portion infime de l'Univers avant l'inflation. Toutes les caractéristiques de l'Univers avant l'inflation sont exponentiellement diluées par celle-ci. Les particules que nous observons ne seraient que les reliquats de la phase dite de réchauffage qui suit immédiatement l'inflation. Cette phase de réchauffage serait ainsi l'instant le plus ancien (et donc l'énergie la plus haute) auquel nous pourrions avoir accès observationnellement.

Cependant, il est envisageable que l'Univers possède des phases pré-inflationnaires d'énergies de plus en plus élevées auxquelles nous ne pourrions jamais avoir accès observationnellement. En fait, il existe une limite très fondamentale au delà de laquelle nous ne savons pas vraiment ce qui se passe, il s'agit de l'énergie de Planck.

Cette énergie est si haute ( 1019 GeV) que la gravité devient quantique comme les autres interactions électromagnétiques, faibles et fortes. La théorie de la gravité quantique est encore en construction. Nous allons voir qu'un candidat très sérieux pour décrire la physique au delà de l'échelle de Planck, à des instants où l'Univers avait un âge plus petit que 10-44 s, s'appelle la théorie des cordes.