NeutrinoLe neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules. Les neutrinos sont des fermions de , plus précisément des leptons. Ils sont électriquement neutres. Il en existe trois « saveurs » : électronique, muonique et tauique. L’existence du neutrino a été postulée pour la première fois en 1930 par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l’apparente non-conservation du moment cinétique, et sa première confirmation expérimentale remonte à 1956.
Oscillation des neutrinosvignette|Phénomène périodique L'oscillation du neutrino est un phénomène de la mécanique quantique dans lequel un neutrino créé avec une certaine saveur leptonique (neutrino électronique, muonique ou tauique) peut être mesuré plus tard ayant une saveur différente. La probabilité d'avoir une valeur donnée de cette propriété varie de façon périodique alors que la particule se propage. L'oscillation du neutrino est d'intérêt tant théorique qu'expérimental, puisque l'observation de ce phénomène implique la non-nullité de la masse de la particule, .
Matière noirevignette|redresse=1.1|Répartition de la densité d'énergie de l'Univers après exploitation des premières données du satellite Planck. La matière noire en est une des composantes principales. La matière noire ou matière sombre, est une catégorie de matière hypothétique, invoquée dans le cadre du Modèle ΛCDM pour rendre compte de certaines observations astrophysiques, notamment les estimations de la masse des galaxies ou des amas de galaxies et les propriétés des fluctuations du fond diffus cosmologique.
Observatoire de neutrinosthumb|Intérieur de , un détecteur de neutrinos lancé en 2002. Un observatoire de neutrinos est un dispositif permettant de détecter les neutrinos. En raison de la très faible interaction des neutrinos avec la matière, ces dispositifs doivent être très étendus pour en détecter un nombre significatif. De tels observatoires sont souvent construits sous terre, pour isoler le détecteur des rayons cosmiques et autres rayonnements d'arrière-plan. De nombreuses méthodes de détection ont été inventées.
Astronomie neutrinoL’astronomie neutrino (parfois astronomique neutrinique) est la branche de l'astronomie qui observe les objets célestes à l'aide de détecteurs de neutrinos, des leptons neutres de faible masse décrits par la théorie électrofaible. Étant donné leur très faible interaction avec la matière, les neutrinos ont la capacité de traverser des distances cosmologiques sans dévier de leur trajectoire initiale, faisant d'eux d'excellents messagers astronomiques permettant de retracer directement l'origine de leur lieu de production.
Neutrino stérileLe neutrino stérile est un type hypothétique de neutrino qui n'interagit via aucune des interactions fondamentales du modèle standard de la physique des particules, hormis la gravité. C'est un neutrino dextrogyre (autrement dit à chiralité droite) léger ou bien un antineutrino lévogyre qui pourrait s'ajouter au modèle standard, et prendre part aux phénomènes tels que le mélange des neutrinos. Le terme neutrino stérile est utilisé pour le distinguer du neutrino actif du modèle standard, qui dispose d'une charge pour l'interaction faible.
Énergie noirevignette|redresse=1.1|Répartition de la densité d'énergie de l'Univers après exploitation des premières données obtenues par le satellite Planck. L'énergie noire en serait la composante principale. En cosmologie, lénergie noire ou énergie sombre (dark energy) est une forme d'énergie hypothétique remplissant uniformément tout l'Univers et dotée d'une pression négative, elle se comporte comme une force gravitationnelle répulsive.
Univers observableL'Univers observable est, en cosmologie, la partie visible de notre Univers. Il est donc une boule dont la limite est située à l'horizon cosmologique et dont la Terre constitue le centre. C'est ainsi une notion relative, d'autres observateurs situés ailleurs dans l'Univers n'ont pas la même boule observable, mais une similaire de même rayon.
Problème des neutrinos solairesLe problème des neutrinos solaires est apparu récemment avec la création de structures permettant la détection des neutrinos, et en particulier Super-Kamiokande dans les années 1990 au Japon. Il provient d'une quantité trop faible de neutrinos détectés par rapport à la valeur théorique. Des notions de physique quantique sont nécessaires pour comprendre ce problème. Les neutrinos et antineutrinos sont des particules élémentaires de masse très faible (elle était souvent supposée nulle au début des recherches), introduits dans la théorie de la physique quantique pour assurer la conservation de l'énergie dans les processus de réaction nucléaire.
Horizon cosmologiqueEn cosmologie, l'horizon cosmologique est la limite de l'Univers observable depuis un point donné (en général la Terre). Il correspond à la limite d'où aucun signal, de quelque nature qu'il soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et de l'expansion de l'Univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules.
Supernova neutrinosSupernova neutrinos are weakly interactive elementary particles produced during a core-collapse supernova explosion. A massive star collapses at the end of its life, emitting on the order of 1058 neutrinos and antineutrinos in all lepton flavors. The luminosity of different neutrino and antineutrino species are roughly the same. They carry away about 99% of the gravitational energy of the dying star as a burst lasting tens of seconds. The typical supernova neutrino energies are 10MeV.
Principe cosmologiqueLa cosmologie ne peut s’envisager qu’en faisant des hypothèses simplificatrices que l’on appelle des « principes cosmologiques ». Sans cet artifice, il faudrait en effet connaître les vitesses et les positions de toutes les particules dans l’espace, ce qui est tout simplement impossible. On distingue actuellement quatre grands principes : Le principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie ; Le principe cosmologique parfait (ou d'équivalence temporelle) ; Le principe cosmologique global ; Le principe cosmologique de l'Univers fractal.
Constante cosmologiqueLa constante cosmologique est un paramètre ajouté par Einstein en février 1917 à ses équations de la relativité générale (1915), dans le but de rendre sa théorie compatible avec l'idée qu'il avait alors d'un Univers statique. La constante cosmologique est notée . Elle a la dimension d'une courbure de l'espace, . Depuis la fin des années 1990, les développements de la cosmologie ont montré que l'expansion de l'Univers, interprétée en termes de masse et d'énergie, pouvait être attribuée à 68 % à une « énergie sombre » dont l'effet est celui de la constante cosmologique.
Physical cosmologyPhysical cosmology is a branch of cosmology concerned with the study of cosmological models. A cosmological model, or simply cosmology, provides a description of the largest-scale structures and dynamics of the universe and allows study of fundamental questions about its origin, structure, evolution, and ultimate fate. Cosmology as a science originated with the Copernican principle, which implies that celestial bodies obey identical physical laws to those on Earth, and Newtonian mechanics, which first allowed those physical laws to be understood.
CosmologieLa cosmologie est une branche de la physique qui regroupe les études scientifiques portant sur les propriétés de l'univers dans son ensemble, sa structure. La cosmologie permet d'étudier l'origine et l'évolution de l'univers. Les théories et les hypothèses permettent d'établir des modèles, qui sont testés avec des observations. La théorie dominante sur l'origine et l'évolution de notre Univers est la théorie du Big Bang. La Terre est une planète de taille relativement modeste (environ km de rayon), en orbite autour d'une étoile de la Séquence principale, le Soleil.
Temps cosmiquevignette|Représentation de l'âge de l'Univers depuis le Big Bang. En cosmologie, le temps cosmique est le temps propre d'un observateur dit « fondamental » ou « comobile » appartenant à un univers homogène et isotrope. En pratique, l'Univers n'est pas exactement homogène et isotrope, mais en moyennant la distribution de matière de l'Univers, on peut considérer qu'il l'est et ainsi utiliser le principe cosmologique.
Facteur d'échelleEn cosmologie, le facteur d'échelle mesure la façon dont la distance entre deux objets, en pratique prise entre deux objets célestes distants, varie avec le temps du fait de l'expansion de l'Univers. Le concept est utilisé quand on considère un modèle cosmologique satisfaisant au principe cosmologique c’est-à-dire homogène et isotrope.
Tau neutrinoThe tau neutrino or tauon neutrino is an elementary particle which has the symbol _Tauon neutrino and zero electric charge. Together with the tau (τ), it forms the third generation of leptons, hence the name tau neutrino. Its existence was immediately implied after the tau particle was detected in a series of experiments between 1974 and 1977 by Martin Lewis Perl with his colleagues at the SLAC–LBL group. The discovery of the tau neutrino was announced in July 2000 by the DONUT collaboration (Direct Observation of the Nu Tau).
Forme de l'Universthumb|Les trois formes possibles de l'Univers (voir l'article courbure spatiale). Le modèle le plus probable en 2016 est celui de l'Univers plat. Le terme "forme de l'Univers", en cosmologie, désigne généralement soit la forme (la courbure et la topologie) d'une section spatiale de l'Univers (« forme de l'espace-temps »), soit, de façon plus générale, la forme de l'espace-temps tout entier. Selon les observations astronomiques, l'Univers apparaît plat, avec toutefois une marge d'erreur de 0,4 %.
Fond cosmologique de neutrinosLe fond cosmologique de neutrinos (, en abrégé : CNB ou CνB (lire : « C-nu-B ») représente l'ensemble des neutrinos qui ont été produits lors du Big Bang. Ils représentent en nombre et en énergie totale la très grande majorité des neutrinos de tout l'univers. L'énergie individuelle des neutrinos cosmologiques est par contre très faible. Elle est du même ordre que celle des photons du fond diffus cosmologique, soit environ 0,2 milliélectron-volt si leur masse est nulle.
