IV. - INTERACTIONS NUCLÉAIRES EN ASTROPHYSIQUEIV. A. - A HAUTE ÉNERGIE ET HAUTE DENSITÉ (COSMOGENÈSE). / THERMODYNAMICS OF STRONG INTERACTIONS AT HIGH ENERGIES AND ITS CONSEQUENCES FOR ASTROPHYSICS

Les interactions fortes à hautes énergies peuvent être décrites par la thermodynamique statistique qui prend ici une forme très différente de la forme habituelle. Cette thermodynamique doit s'appliquer à notre univers avant que la densité d'énergie de celui-ci ne s'abaisse à des densités très inférieures à la densité nucléaire. Les résultats sont : - même si l'univers a commencé avec une densité infinie, sa température n'a jamais été supérieure à T0 = 160 MeV (1,86 x 1012 °K) ; T0 est la limite supérieure absolue de la température dans cette théorie ; - dans les théories classiques la pression est égale au tiers de la densité d'énergie ; par contre, dans la présente théorie elle est seulement proportionnelle au logarithme de la densité d'énergie quand celle-ci tend vers l'infini ;- dans un volume élémentaire V0 (volume du nucléon) les fluctuations de l'énergie sont de l'ordre de l'énergie totale dans V0 ; ces fluctuations ne disparaissent pas, comme dans des théories habituelles, mais tendent vers ΔE/E ≈ 0,4 quand E → ∞. Il en résulterait que ces fluctuations de l'énergie totale dans V0 seraient accompagnées de fluctuations (moins grandes mais toujours considérables) du nombre baryonique dans ce même volume V0.Statistical thermodynamics in a particular form derived from high energy physics is used to describe the thermodynamical properties of what might have been our universe before its energy density became much lower than nuclear density. The main features are : - even if it started with infinite energy density, it never had a temperature greater than V0 = 160 MeV (1.86 x 1012 °K), which is the universal highest temperature in this theory ; - for very large energy density the pressure is not, as in usual theories, proportional to the energy density but only to its logarithm ; - inside each elementary volume V0 ( ≈ nucleon volume) the energy fluctuates by amounts of the order of the total energy contained in V0. For infinite energy density this fluctuation does not vanish as in ordinary theories, but tends to ΔE/E ≈ 0.4. The conjecture is proposed that smaller, but still substancial, fluctuations of the baryonic quantum number may go along with the energy fluctuations. A more detailed version will appear in, Astronomy and Astrophysics [3]