SphaléronEn physique des particules, un sphaléron (σφαλερός, pouvant se traduire par « glissant ») est une solution des équations de champ électrofaible selon le modèle standard. Indépendante du temps, elle implique une violation du nombre baryonique et leptonique. Impliquant plusieurs processus qui ne peuvent pas être illustrés par des diagrammes de Feynman, ces derniers sont considérés comme . Géométriquement, un sphaléron est un point-selle de l'énergie potentielle électrofaible.
AntimatièreEn physique des particules, l'antimatière est l'ensemble des antiparticules qui ont la même masse (la masse d'une antiparticule n'a cependant jamais pu être mesurée en 2018) et le même spin, mais des charges, nombres baryoniques et nombres leptoniques opposés aux particules ordinaires. Il est supposé que l'antimatière n'existe qu'en quantités infimes dans l'Univers local, soit dans les rayons cosmiques, soit produite en laboratoire. Les travaux sur l'antimatière consistent en grande partie à expliquer la rareté de l'antimatière par rapport à la matière.
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.
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.
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.
Matière dégénéréeOn dit de la matière qu'elle est dégénérée lorsque sa densité est suffisamment élevée pour que le principe d'exclusion de Pauli intervienne à l'échelle macroscopique, ce qui a pour conséquence de modifier la relation qui lie normalement la pression et le volume d'un gaz avec sa température. À partir d'une certaine pression (ou d'une certaine densité), la matière est déstructurée et se comporte comme un gaz. Elle subit alors une force, exercée par ses électrons, qui s'oppose à sa contraction et empêche sa densité d'augmenter, la pression de dégénérescence.
Physique au-delà du modèle standardLa physique au-delà du modèle standard se rapporte aux développements théoriques de la physique des particules nécessaires pour expliquer les défaillances du modèle standard, telles que l'origine de la masse, le problème de la violation CP de l'interaction forte, les oscillations des neutrinos, l'asymétrie matière-antimatière, et la nature de la matière noire et de l'énergie noire.
Neutrino électroniqueLe neutrino électronique est un lepton qui n'a pas de charge électrique. Avec l'électron, il constitue la première génération de leptons, d'où le nom de « neutrino électronique ». Le neutrino électronique a d'abord été théorisé par Wolfgang Pauli en 1930, pour tenir compte de la non-conservation de la quantité de mouvement et de l'énergie dans la désintégration bêta, et a été découvert en 1956 par une équipe dirigée par Clyde Cowan et Frederick Reines (voir Expérience du neutrino de Cowan et Reines).
Fusion du carboneLa fusion du carbone, souvent appelée (de façon plus ambigüe) « combustion du carbone », est un ensemble de réactions de fusion nucléaire intervenant dans les étoiles d'au moins cinq masses solaires à leur formation qui, en leur cœur, ont converti en carbone tous leurs éléments plus légers. Ces réactions se déroulent à une température d'au moins 600 MK alors que la masse volumique des gaz atteint 2×108 kg/m3. Les principales réactions sont: → + + → + + + → + . D'autres réactions sont également possibles : → + + → + 2 .
Supernova à effondrement de cœurvignette|upright=1.3|Représentation d'artiste de SN 1987A. La supernova à effondrement de cœur est l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (). Les types spectraux correspondants sont le , le (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le (si l'étoile a perdu ses enveloppes d'hydrogène et d'hélium). Ce type de supernova correspond à l'expulsion violente des couches externes des étoiles massives (à partir de ) en fin de vie.
