Électron - Définition

Formation des électrons de l'univers

Production d'une paire par collision d'un photon avec un noyau d'atome.

Formation au Big Bang

La théorie du Big Bang est la théorie scientifique la plus largement acceptée pour expliquer les premiers stades de l'évolution de l'Univers. Pendant la première milliseconde du Big Bang, les températures dépassaient 10⁷ K, et les photons avaient des énergies moyennes supérieures à 1 MeV. Ils avaient donc des énergies suffisantes pour réagir ensemble et former des paires d'électron-positron :

où γ est le photon, e⁺ le positron et e^- l'électron. Inversement, des paires électron-positron s'annihilent pour émettre des photons énergiques. Il y a donc pendant cette période un équilibre entre électrons, positrons et photons. Au bout de 15 secondes, la température de l'univers est tombée au-dessous de la valeur où la création de paire positron-électron peut avoir lieu. La plupart des électrons et des positrons survivants s'annihilent, relâchant des photons qui réchauffent l'univers pour un temps.

Pour des raisons encore inconnues, pendant le processus de leptogénèse, il y a en fin de compte plus d'électrons que de positrons. Il en résulte qu'un électron sur environ un milliard a survécu au processus d'annihilation. Cet excès a compensé l'excès des protons sur les antiprotons, dans le processus appelé asymétrie baryonique, ce qui résulte en une charge nette nulle pour l'univers. Les protons et neutrons qui ont survécu ont commencé à réagir ensemble, dans un processus appelé nucléosynthèse primordiale, formant des isotopes de l'hydrogène et de l'hélium, ainsi qu'un tout petit peu de lithium. Ce processus a culminé au bout de 5 minutes. Tous les neutrons résiduels ont subi une désintégration β, avec une vie moyenne de mille secondes, relâchant un proton, un électron et un antineutrino, par le processus :

où n est un neutron, p un proton et un antineutrino-électron. Pour la période allant jusqu'à 300 000–400 000 ans, les électrons restants restent trop énergiques pour se lier aux noyaux atomiques. Ce qui suit est une période que l'on appelle la recombinaison, où les atomes neutres sont formés, et l'univers en expansion devient transparent au rayonnement.

Formation dans les étoiles

Environ un million d'années après le big bang, la première génération d'étoiles commence à se former. Dans une étoile, la nucléosynthèse stellaire aboutit à la production de positrons par fusion de noyaux atomiques et désintégration β⁺ des noyaux ainsi produits, qui transforme l'excès de protons en neutrons. Les positrons ainsi produits s'annihilent immédiatement avec les électrons, en produisant des rayons gamma. Le résultat net est une réduction constante du nombre d'électrons, et la conservation de la charge par un nombre égal de transformations de protons en neutrons. Cependant, le processus d'évolution des étoiles peut aboutir à la synthèse de noyaux lourds instables, qui à leur tour peuvent subir des désintégrations β^-, ce qui recrée de nouveaux électrons. Un exemple en est le nucléide cobalt 60 (⁶⁰Co), qui se désintègre en nickel 60 (⁶⁰Ni).

Au bout de sa vie, une étoile plus lourde que 20 masses solaires peut subir un effondrement gravitationnel pour former un trou noir. Selon la physique classique, ces objets stellaires massifs exercent une attraction gravitationnelle assez forte pour empêcher tout, même le rayonnement électromagnétique, de s'échapper du rayon de Schwarzschild. Cependant on pense que les effets quantiques peuvent permettre que du rayonnement de Hawking à cette distance. On pense ainsi que des électrons (et des positrons) sont créés à l'horizon (trou noir) de ces restes d'étoiles.

Quand des paires de particules virtuelles – comme un électron et un positron – sont créées au voisinage de l'horizon, leur distribution spatiale aléatoire peut permettre à l'une d'entre elles apparaissent à l'extérieur : ce processus est nommé effet tunnel quantique. Le potentiel gravitationnel du trou noir peut alors fournir l'énergie qui transforme cette particule virtuelle en une particule réelle, ce qui lui permet de rayonner dans l'espace. En échange, l'autre membre de la paire reçoit une énergie négative, ce qui résulte en une perte nette de masse-énergie du trou noir. Le rythme du rayonnement Hawking croît quand la masse décroît, ce qui finit par provoquer l'évaporation du trou noir et son explosion finale.

Formation dans les rayons cosmiques

Une grande gerbe dans l'air engendrée par un rayon cosmique énergique fappant l'atomsphère terrestre.

Les rayons cosmiques sont des particules se déplaçant dans l'espace avec de très grandes énergies. Des événements avec des énergies jusqu'à 3×10²⁰ eV ont été observés. Quand ces particules rencontrent des nucléons dans l'atmosphère terrestre, elles engendrent une gerbe de particules, comprenant des pions. Plus de la moitié du rayonnement cosmique observé au niveau du sol consiste en muons. Le muon est un lepton produit dans la haute atmosphère par la désintégration d'un pion. À son tour, le muon va se désintégrer pour former un électron ou un positron. Donc, pour le pion négatif π^-,

où est un muon et un neutrino-mu.