RELATIVITE ET COSMOLOGIE II
Rappel sur g
∗29 avril 2008
Commen¸cons par nous rappeler la d´ efinition de la densit´ e de particules n et la densit´ e ρ :
n
B,F= g (2π)
3Z
d
3p 1 e
(Ep−µ)T∓ 1 ρ
B,F= g
(2π)
3Z
d
3p E
pe
(Ep−µ)/T∓ 1
C’est ici qu’apparaˆıt pour la premi` ere fois le nombre de degr´ es de libert´ e g. On sait que g vaut respectivement 1, 2, 3 et 4 pour une particule scalaire, un photon, un boson massif et un fermion de Dirac. Le cas des neutrinos est particulier : il a deux degr´ es de libert´ e uniquement : il ne poss` ede qu’une seule h´ elicit´ e.
Prenons deux limites :
– Limite relativiste : Comme nous l’avons calcul´ e ` a la s´ erie 7, on a n
B= g ζ(3)
π
2T
3n
F= 3
4 n
Bρ
B= g π
230 T
4ρ
F= 7
8 ρ
Bs
B= g 2π
245 T
3s
F= 7
8 s
B– Limite non-relativiste : Dans ce cas le ∓1 de la statistique peut ˆ etre ignor´ e et l’on obtient la mˆ eme expression pour bosons et fermions (cf s´ erie 3) :
n = g mT
2π
3/2exp
µ − m T
ρ = mn
1
Comparons maintenant la densit´ e de deux esp` eces, l’une relativiste, l’autre non ; supposons de plus qu’elles sont en ´ equilibre thermique :
n
N Rin
Rj=
g
ig
j√ π 2 √
2ζ(3) m
iT
3/2exp
µ
i− m
iT
On constate donc que comme m
iT la constribution des esp` eces non relativistes est exponentiellement supprim´ ee par rapport aux esp` eces relativistes, sauf si le po- tentiel chimique est suffisament grand par rapport ` a T , ce qui n’arrivera jamais dans les situations que nous consid´ erons.
Il est important de noter que la densit´ e de particule dans un volume comobile n’est pas conserv´ ee si des interactions ont lieu. On peut par contre montrer que la den- sit´ e d’entropie est toujours conserv´ ee dans un volume comobile ! On peut de plus prouver que, tout comme pour la densit´ e de particule, l’entropie des particules non- relativistes est exponentiellement supprim´ ee. On a donc conservation de
s(T ) = 2π
245 g
∗T
3dans un volume comobile, c’est ` a dire conservation de g
∗T
3a
3o` u g
∗est donn´ e par g
∗= X
bosons rel.
g
i+ 7 8
X
fermions rel.
g
iOn voit donc que lorsque g
∗est conserv´ e, n l’est aussi. Mais n n’est pas conserv´ e en g´ en´ eral puisqu’il diff` ere quelque peu de s :
n = ζ(3) π
2X
bosons rel.
g
i+ 3 4
X
fermions rel.
g
i! T
3Exemple : Temp´ erature des neutrinos
On a montr´ e au cours que la temp´ erature de d´ ecouplage des neutrinos est d’environ 2 MeV. Pour ce faire on a compar´ e le rythme des interactions (σnv) au rythme d’expansion de l’Univers (2H). Apr` es le d´ ecouplage les neutrinos conservent leur entropie. Le produit T
νa est donc exactement constant. Ceci est dˆ u au fait que les neutrinos ayant d´ ecoupl´ e, ils n’interagissent plus avec le plasma et donc un transfert d’entropie entre les neutrinos et le plasma est impossible.
2
Ecrivons maintenant l’entropie ` a divers moments :
– Avant d´ ecouplage des neutrinos s = 2π
245 g
∗T
3o` u g
∗= 2 + 7
8 (2 × 2 + 6) = 10.75 – Apr` es d´ ecouplage des neutrinos (T ∼ 2 M eV )
s = s
plasma+ s
neutrinos= 2π
245
2 + 7
8 (2 × 2)
T
3+ 2π
245
7 8 × 6
T
ν3– Apr` es l’annihilation des positrons (T ∼ 0.5 M eV ) s = s
plasma+ s
neutrinos= 2π
245 (2)T
3+ 2π
245
7 8 × 6
T
ν3Comme l’entropie est conserv´ ee individuellement pour des esp` eces d´ ecoupl´ ees, on doit identifier l’entropie du plasma apr` es d´ ecouplage des neutrinos avec celle apr` es l’annihilation des positrons. Pour le plasma on trouve donc :
11
2 (T a)
3avant= 2(T a)
3apr`esOn voit donc que pendant l’annihilation des positrons T ne se comporte pas comme a
−1. Ceci est dˆ u au changement de g
∗: T a augmente pour compenser la perte des degr´ es de libert´ e. Pour les neutrinos on a :
(T
νa)
3avant= (T
νa)
3apr`esNotons que la temp´ erature des neutrinos apr` es leur d´ ecouplage est la mˆ eme que celle du plasma et que la temp´ erature finale du plasma est la temp´ erature des photons.
En combinant le tout on trouve T
νT
γapr`es