ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX DES MÉTÉORITES

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ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX DES MÉTÉORITES

J. Lorin

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J. Lorin. ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX DES MÉTÉORITES. Journal de Physique Colloques, 1969, 30 (C3), pp.C3-102-C3-110.

�10.1051/jphyscol:1969317�. �jpa-00213694�

JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque C 3, supplément au no 11-12, Tome 30, Nov.-Déc. I969, page C 3 - 102

ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE

PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX DES MÉTÉORITES

J. C . LORIN

Laboratoire de Minéralogie du Muséum, Paris

Résumé. - Les ions lourds énergétiques ( Z z 22) laissent dans les silicates des défauts linéaires stables. Ces minéraux peuvent donc être utilisés comme détecteurs de particules, et, dans les météorites, nous renseigner sur les flux de particules auxquels celles-ci sont soumises au cours des millions d'années de leur exposition au rayonnement cosmique. Quelques-uns des principaux résultats obtenus par cette méthode sont brièvement passés en revue. On signale également la récente mise en évidence d'une irradiation solaire ancienne de certains cristaux et chondres des météorites riches en gaz.

Abstract. - Heavy energetic ions (2 > 22) Ieave in silicates stable linear trails of damage.

These minerals can then be used as particle detectors, and yield, in meteorites, useful indications on the radiation stored during millions years of exposure to cosmic rays. Some main results obtained by this method on galactic cosmic rays are reviewed. Informations are given about the recenf report of evidences for an ancient solar irradiation in some crystals and chondrules of gas-rich meteorites.

1. Mécanisme d'enregistrement des traces. - Les minéraux les plus communément rencontrés dans la nature, les silicates, sont des détecteurs de particules.

Les ions de charge supérieure à une certaine valeur limite, caractéristique du minéral considéré, qui s'y ralentissent et s'y arrêtent, y laissent, en effet, de fins défauts linéaires qu'une attaque chimique appropriée permet d'observer en microscopie optique. Le méca- nisme de formation de ces « traces » pourrait être très schématiquement le suivant : une particule chargée qui se ralentit dans un tel milieu isolant ionise les atomes sur son passage, et ceux-ci, par répulsion élec- trostatique, tendent à s'écarter du trajet de la particule incidente. Le taux d'ionisation primaire de la particule croît à mesure qu'elle se ralentit. Pour une certaine valeur de ce taux d'ionisation primaire, caractéristi- que du détecteur, les ions produits sont insérés en position interstitielle dans les mailles voisines. Il se forme ainsi une zone de dommage cylindrique, d'un diamètre voisin de 50 A [l].

La figure no 1 donne la valeur du taux d'ionisation primaire de particules de différentes charges en fonc- tion de leur énergie en MeVln. Le taux d'ionisation critique, caractéristique des silicates naturels les plus fréquemment rencontrés dans les roches extraterrestres (olivine et orthopyroxènes), et en dessous duquel ces détecteurs n'enregistrent aucune trace, est indiqué par une horizontale sur ce graphique. On voit que cette valeur ne peut être atteinte que par des ions de charge supérieure à 22, qui seront seuls susceptibles de laisser des traces dans ces détecteurs. On voit aussi qu'un ion de fer est enregistré dans un intervalle

d'énergie compris entre 2,4 MeVln, environ, et 0,5 MeVln, auquel correspond un parcours, et donc une longueur de trace, d'une dizaine de microns. Les particules de charges plus élevées sont enregistrées dans un intervalle d'énergie plus large, donc avec une longueur de trace plus grande. Ainsi existe-t-il une

ENERGY

FIG. 1. - Taux d'ionisation priniaire de particules de différentes charges en fonction de leur énergie en Me*. Les taux d'ioni- sation critiques caractéristiqires des détecteurs les plus fréquem- ment utilisés sont indiqués par des horizontales (d'après R. L.

Fleischer et al., J. Geoph. Res., 1967, 72, 331).

Erratum : sur la figure au lieu de BYTOMMITE, lire BYTOWNITE.

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1969317

ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX C 3 - ¹⁰³

relation univoque entre la charge d'une particule et la longueur de la trace qu'elle laisse dans un détecteur solide.

La découverte de l'existence des propriétés détec- trices des minéraux est essentiellement due, à la suite des premières observations de Silk et Barnes [2] en 1959, à Fleischer, Price et Walker, dans les années 1962-1963 [3].

II. Détection du rayonnement cosmique galactique.

- Les traces dues à l'effet du rayonnement cosmique galactique ont été pour la première fois mises en évi- dence dans les cristaux des météorites par Maurette, Pellas et Walker [4] en 1964. Ces auteurs les attribuè- rent tout d'abord aux reculs de spallation. En 1967 Fleischer et al. [5] les interprétèrent comme étant dues au ralentissement et à l'arrêt d'ions de fer, interpréta- tion vérifiée peu après par Cantelaube et al. [6]. La figure no 2 montre les traces laissées par Ies ions du

MAXIMUM TRACK LENGTH (MICRONS)

FIG. 3. - L a courbe en trait plein donne la relation entre la charge d'une particule et la longueur complète de la trace qu'elle crée en se ralentissant et s'arrêtant dans un cristal d'hypersthène

(d'après P. B. Price et al., Réf. no 7).

effectuées par Price et al. [7] qui ont réussi à accélérer FIG. 2. - Cristal d'hypersthène de la météorite de Saint-Séverin

vu en microscopie optique par transmission. Les traces créées par les ions de fer du flux galactique apparaissent, après attaque chimique, - grâce à la transparence du cristal - sous forme de fins canaux, d'une longueur maximum de 12 microns

(G linéaire

-

groupe du fer du flux galactique (22 < Z < ³⁰⁾ dans un cristal d'hypersthène de la météorite de Saint- Séverin pendant les 11,6 millions d'années de son exposition au rayonnement cosmique.

1) ABONDANCE DES ÉLÉMENTS DE Z > 22. - La relation qui existe entre la charge d'une particule et la longueur de la trace qu'elle laisse dans un détecteur minéral doit permettre de déterminer les abondances élémentaires dans le rayonnement cosmique par une simple distribution de longueurs complètes de traces.

A) Etalonnage du détecteur. - Cette relation ne peut être précisément établie qu'au moyen d'une calibration préalable, calibration qui serait possible si

pour la première fois en 1967 des ions de fer, dans le tandem Van de Graf d'Oak-Ridge, jusqu'à des énergies de 1,2 MeVln.

B) Mesure des longueurs de traces. - a) Abondance des éléments dans le groupe du fer. - Les traces qui apparaissent après attaque chimique normale sur un plan de section d'un cristal sont des traces incomplètes.

Une très intéressante technique de mise en évidence de traces complètes a été récemment mise au point par La1 et al. [SI. Elle consiste à procéder à des attaques chimiques d'une durée supérieure à la durée normale de révélation des traces. Les traces révélées dans un premier temps servent ensuite de points de départ à une seconde génération de traces qui, elles, peuvent être vues sous leur vraie longueur à Pintérieur du cristal.

Appliquée à différentes phases minérales de la mésosidérite de Patwar, qui a environ 50 millions d'années d'âge d'exposition, cette méthode des ^(< track- in-track » a permis à ses auteurs de définir le spectre l'on parvenait à accélérer en laboratoire tout le spectre des particules de charges supérieures à 22 à des énergies de plusieurs MeVln. La correspondance entre charge et longueur de trace qui apparaît sur la figure no 3 a été obtenue par extrapolation à partir de mesures

C 3 - ^{104 J. C. LORIN}

Z > 311.2 > 20 Z > 4012 > 20 Z > 80/Z > 20

- - -

Rayons cosmiques anciens d'après météorites 1 à 5 1 0 - ~ 0.2 à 1 x IO-^ ,< 3 x Walker et al.

Rayons cosmiques actuels d'après émulsions nu- 5 x IO+ 5 x

cléaires Fowler et al.

Abondances « universelles » 4 x 1 0 - ~ 4 10- 4 x

Cameron

FIG. 4. - Comparaison des abondances des éléments de Z > 30 dans le flux galactique actuel et dans le flux galactique enregistré dans les météorites au cours des 20 derniers millions d'années (d'après L. Cock, Réf. no I l ) .

de charge des ions du groupe du fer (22 < Z < 30) dans l'intervalle d'énergie 250-600 MeVln, spectre de charge qui serait en bon accord avec celui mesuré récemment aux Indes par Waddington et Freier [9], mais dans un tout autre domaine d'énergie

b) Abondance des éléments de Z > 30. - La révé- lation des traces très longues laissées dans les détec- teurs minéraux par les ions de charge supérieure à 30 est incertaine : le réactif chimique doit en effet agir sur une zone de dommage d'environ 50 A de diamètre, dont la longueur pourrait atteindre près de 1 mm pour les éléments les plus lourds d'après les estimations de Price et al. 171. Une solution récemment proposée par Maurette et al. [IO] résout, semble-t-il, le problème : des cycles d'attaques chimiques courtes, suivies du repérage des amorces de traces, et enfin de leur abra- sion, permettent de suivre en profondeur, dans le cristal, les traces les plus longues.

Appliquée aux cristaux d'hypersthène de l'achon- drite de Johnstown, qui a 20 millions d'années d'âge d'exposition, cette technique a conduit à la détermina- tion d'abondances élémentaires en bon accord, comme le montre le tableau de la figure no 4 [Il], avec les abondances mesurées par P. H. Fowler [9] au moyen d'émulsions nucléaires de grande surface.

2) SPECTRE DIFFÉRENTIEL D'ÉNERGIE DES IONS DE FER GALACTIQUES. - Exposée au rayonnement cosmique, une météorite enregistre sous forme de traces dans ses détecteurs minéraux la composante lourde (2 > 22) de ce Aux, d o m essentiellement les ions du groupe du fer, puisque les ions de charge supérieure à 30 sont environ dix mille fois moins abondants. La densité (nombrelsurface) de traces que donnent ces ions dans la météorite, maximum en surface, décroît rapi- dement avec la profondeur. La plupart des particules incidentes sont, en effet, perdues dans des collisions nucléaires inélastiques. D'autre part, les particules de

profondeur dans la météorite est ainsi en relation avec le spectre différentiel d'énergie des ions de fer, et par voie de conséquence, peut servir à le déterminer. Seul paramètre inconnu, l'épaisseur perdue par ablation de la météorite, lors de la traversée de l'atmosphère, pourra être encadrée entre des limites étroites, et n'interviendra de façon critique que dans la détermi- nation de la composante de faible énergie de ce spectre.

Les champs magnétiques associés au vent solaire modifient, en la diminuant, l'intensité des flux de par- ticules galactiques qui pénètrent dans leur zone d'influence. Cette modulation, variable avec le temps, est assujettie au cycle solaire de 11 ans. La figure no 5 montre un jeu de spectres différentiels d'énergie des ions de fer à l'orbite c?e la terre : le premier, pour la période d'activité solaire minimum, établi à partir de mesures faites en 1965 par ballons et satellites ; le second pour la période d'activité solaire maximum, extrapolé à partir de mesures faites sur les alpha ; le troisième, intégré sur un cycle solaire complet, est la moyenne des deux précédents.

C'est à ce spvctre intégré sur le temps qu'on doit comparer le spectre intégré sur les 11,6 millions d'années de son exposition au rayonnement cosmique que donne la météorite de Saint-Séverin, par l'étude de la variation de densité de traces [12]. Le spectre à l'orbite de la météorite est très voisin du spectre moyen à la terre, dans l'intervalle d9énergié 0,8- 1,5 GeV/n. Il en diffère très sensiblement, par contre, dans l'intervalle d'énergie 0,25-0,80 GeVln, où il présente une pente supérieure même à celle du spectre observé à la terre pendant la période d'activité solaire minimum. Dans l'hypothèse où le Aux galactique serait resté constant dans cette gamme d'énergie, au cours des 11,6 derniers millions d'années, et en supposant une orbite moyenne de la météorite comprise entre 2 et 3 ua ^(l), ce fait traduirait une très importante variation de la modulation solaire avec la distance radiale au soleil, supérieure à celle mise en évidence grande énergie, plus pénétrantes, sont aussi les moins ₍₁₎ Unité astronomique : distance terrt/soleil, environ 150 mil-

nombreuses : la variation de densité de traces avec la lions de km.

ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX C 3 - 105 pour les protons et les alpha par O'Gallagher et

Simpson [13], à partir de mesures faites à l'aide de la sonde spatiale Mariner 4, entre 1,00 et 1,56 ua.

FIG. 5. -Spectres différentiels d'énergie des ions de fer du rayonnement cosmique galactique mesurés à l'orbite de la terre, entre 1963 et 1965.

Mesures de Waddington et Freier en 1964 et 1965 (1967).

$- Mesures de Comstock, Fan et Sin~pson en mai-juin 1965, et oct.-nov. 1965 (1967).

+ Mesures de Webber et Ormes de mars 1964 à juillet 1965 (1967).

x Mesures de Bhatia, Chohan, Pabbi et Biswas en juin 1963 (1967) (d'après La1 et al., Réf. no 12).

3) CONSTANCE DANS LE TEMPS DE LA COMPOSANTE DU G ~ v / n D U RAYONNEMENT COSMIQUE. - L'ensemble des résultats obtenus à ce jour sur les ions de fer galac- tiques par les traces qu'ils laissent dans les cristaux des météorites indiquerait que leur distribution d'éner- gie (entre 0,8 et 1,5 GeVln, et à un facteur 2 près) et leur distribution de charge sont restées sensiblement constantes au cours des 50 derniers millions d'années.

Or on sait, par la mesure des concentrations en nucléi- des induits par spallation dans les chondrites et achon- drites, que le flux de protons d'énergies de l'ordre du GeV est resté constant, à un facteur 2 près, au cours des 100 derniers millions d'années. Entre beaucoup d'autres, ce fait montre l'accord satisfaisant existant

entre les résultats obtenus sur le rayonnement cosmique galactique au moyen des détecteurs minéraux, et ceux obtenus par les méthodes d'investigation conven- tionnelles.

111. Irradiation solaire ancienne. - 1) MISE EN ÉVIDENCE D'UNE IRRADIATION ANCIENNE DE FAIBLE ÉNERGIE. - L'étude des traces dans les cristaux des météorites riches en gaz vient de permettre la détection de la composante lourde de faible énergie du rayon- nement cosmique ancien (MeVln). Cette composante, dans le rayonnement cosmique actuel, est enregistrée dans une pellicule de 1 cm d'épaisseur à la surface des météorites, pellicule perdue par ablation atmosphé- rique : si bien qu'elle échappe, pour le moment, à notre observation.

A) Gaz rares. - Les cristaux des météorites renfer- ment des gaz rares, dont une fraction seulement est attribuable aux produits de spallation résultant de I'exposition de ces météorites au rayonnement cos- mique, ou aux produits résultant de la décroissance de nucléides instables (U, Th, ...). L'autre fraction est généralement considérée comme un échantillon témoin de la nébuleuse primitive, piégé lors de la formation des cristaux. Dans cette optique, on devrait s'attendre à ce que les fragiles météorites carbonées - de toutes les météorites celles sans doute qui se sont formées dans les conditions de plus basse température -

soient les météorites les plus riches en gaz piégés. On sait, cependant, depuis 1956 [14] que certaines météo- rites de types différents - chondrites et achondrites - peuvent renfermer des quantités de gaz égales, ou même supérieures, à celles qui sont incluses dans les carbonées.

Ces météorites qui présentent des concentrations anormalement élevées en gaz rares, et surtout en gaz rares légers (He, Ne, Ar), ont le plus souvent une structure bréchique, dans laquelle des îlots clairs d'un matériau plus compact sont noyés dans une matrice sombre ; c'est dans cette matrice que sont concentrés les gaz. Cette structure et cette concentration préféren- tielle ne se rencontrent pas toujours par contre, chez les météorites riches en gaz appartenant au groupe des aubrites, achondrites pauvres en Calcium.

En plus des gaz qu'ils ont hérité de la ntbuleuse primitive plusieurs cristaux de ces météorites ont donc été enrichis d'une manière ou d'une autre en gaz rares légers. Suess, Wanke et Wlotzka [15] invoquèrent, en 1963, l'effet d'une irradiation par le vent so1aireT;- flux continu très intense de particules d'énergies de l'ordre du KeV/n - des cristaux et des chondres de la matrice, antérieurement à leur cimentation. En 1965, Eberhardt, Geiss et Grogler [16] envisagèrent en plus

C 3 - 106 J. C. LORIN l'effet complémentaire du rayonnement cosmique

solaire — flux discontinu de particules d'énergies de l'ordre du MeV/re.

B) Traces. — Or Pellas et al. [17, 18] ainsi que Lai et al. [19] ont récemment signalé l'existence, dans la matrice de ces météorites, de cristaux et de chondres irradiés, antérieurement à leur cimentation, par un flux de particules du groupe du fer, d'énergies de l'ordre du MeV/«. Chaque cristal « irradié » présente, en effet, tout comme une minuscule météorite, des traces dont la densité, maximum en surface, décroît rapidement avec la profondeur dans le cristal. Les traces observées sont attribuées au ralentissement et à l'arrêt d'ions de fer, car elles répondent aux caractéris- tiques suivantes [20] :

* une répartition variable avec la profondeur dans le cristal — alors que l'Uranium, représentant-type des^éléments dont la fission pourrait constituer une source de traces parasites, se distribue de façon indé- pendante de la profondeur dans le cristal,

* une distribution angulaire anisotrope,

* une longueur complète d'une dizaine de microns pour un grand nombre d'entre elles.

Les traces ainsi mises en évidence correspondraient, pour la plupart, à des ions de fer dont l'énergie serait comprise entre 0,5 et 6,0 MeV/n.

C) Corrélation gaz)traces. — Les quantités de gaz incluses dans la matrice des météorites riches en gaz, sont, compte tenu des granulométries respectives, pro- portionnelles au pourcentage de cristaux « irradiés » qu'on y rencontre. Une même irradiation (ce qui ne veut pas nécessairement dire une même source) est donc très vraisemblablement responsable de la présence des gaz et des traces. Ce fait étant admis, il est alors possible de dégager, de la nature des gaz implantés et de la distribution des traces, les caractéristiques essentielles de cette irradiation.

2) DONNÉES SUR L'IRRADIATION. — Les données que l'on peut obtenir sur cette irradiation sont de deux types : celles relatives au flux de particules enregis- trées, celles relatives aux conditions dans lesquelles se trouvait le détecteur au moment de l'irradiation.

A) Caractéristique du flux. — a) Rapports isoto- piques. — L'Hélium implanté par irradiation, dans un intervalle d'énergie limité supérieurement à quelques MeV/M, présente un rapport isotopique He3/He4 de l'ordre de 3 x 10~⁴. Ce même rapport, pour le rayon- nement cosmique galactique actuel, dans l'intervalle d'énergie 3-20 MeVfn, serait de l'ordre de 10"1, d'après les récentes mesures de Simpson [9]. Bien que les intervalles^ d'énergie dans lesquels sont définis ces

rapports ne soient pas rigoureusement identiques, il semble toutefois exclu que la source responsable de l'implantation des alpha soit galactique. Il est inté- ressant de noter, à ce propos, que des mesures récentes, effectuées par rocket, donneraient au rapport He³/He⁴ solaire dans le rayonnement cosmique solaire une limite supérieure de l'ordre de 1 0- 3 [21].

b) Rapports élémentaires. — Les gaz implantés par irradiation présentent des rapports élémentaires peu fractionnés par rapport aux abondances universelles.

Ainsi le rapport He/Ne, par exemple, a-t-il une valeur très voisine de la valeur universelle calculée par Cameron [22].

Par ailleurs, des mesures très préliminaires de lon- gueurs complètes de traces sembleraient indiquer que le rapport Z > 30/Z > 20 de ce flux de particules, dans l'intervalle d'énergie 0,5-6,0 MeV/n, a également une valeur voisine de la valeur universelle [17].

c) Spectre d'énergie. — Le spectre différentiel d'éner- gie des ions de fer a pu être déterminé à partir de l'étude de la variation de densité de traces avec la profondeur dans plusieurs cristaux « irradiés » de météorites différentes (Fig. 6).

FIG. 6. — Variation, dans une section d'un cristal de clinopyro- xène de l'achondrite de Kapoëta, de la densité de traces créées par un flux d'ions de fer de faible énergie (MeV/«) (d'après

P. Pellas et al., Réf. n° 18).

Ce spectre d'énergie peut être assimilé, par exemple, à un spectre en loi de puissance : un tel spectre aurait alors une pente comprise entre 1 et 2.

âN - E~^J àE avec 1 < j < 2 .

Les difficultés expérimentales (les cristaux étudiés ont un diamètre de l'ordre de 100 microns) font que ce coefficient n'est pas encore connu avec précision. Déjà, cependant, il est possible d'en déduire une limite supérieure à la quantité de matière traversée par le

ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX C 3 - ¹⁰⁷

rayonnement depuis la source jusqu'au détecteur : cette matrice se rencontrent deux fractions minérales : 5 mg d'hydrogène, ou 30 mg de matière solide à la première, et la plus importante, constituée de cris- composition chondritique, ainsi qu'une limite infé- taux et de chondres non «irradiés » ; la seconde, de rieure à la pente du spectre à la source : celle du spectre cristaux et de chondres, « irradiés ». Cette matrice, et au détecteur.

B ) Phénomènes physiques au niveau du détecteur. -

a) Irradiation. - Les cristaux irradiés » que l'on observe dans ces météorites riches en gaz de types si différents semblent tous avoir été soumis à des flux d'ions de fer de même intensité, à un facteur 3 près, soit IO9 Fe/cm2. Dans l'hypothèse où, de même que pour les alpha, la source principale des ions de fer serait solaire, et de même activité au moment de l'irra- diation qu'aujourd'hui, ce flux correspondrait à une durée d'exposition des détecteurs d'environ 30 000 ans a 2-3 ua.

b) Température. - Les traces disparaissent par recuit dans les détecteurs minéraux. Leurs conditions thermiques de stabilité permettent de préciser qu'au moment de l'irradiation les cristaux étaient à une tem- pérature inférieure à 550 OK, et qu'ils n'ont pas subi de réchauffement ultérieur. Des conclusions analogues peuvent être tirées de la présence des gaz, et du fait aue leur diffusion semble avoir été extrêmement limi- tée : comme on l'a vu précédemment, ces gaz sont, en effet, très peu fractionnés.

c) Erosion. - Le cristal qui apparaît sur la figure no 7 est un cristal de clinopyroxène de l'achondrite de Kapoëta, vu au microscope électronique par réflexion.

Ce cristal a été irradié de façon apparemment uniforme sur toute sa surface externe. Le fait qu'il ait gardé ses formes cristallines propres indique qu'il a échappé

- ainsi que beaucoup d'autres cristaux « irradiés ⁾⁾ dans cette météorite, ou dans d'autres météorites riches en gaz - à toute érosion importante, tant Pen- dant son exposition, qu'au cours de son histoire ultérieure.

3) D~scussio~. - A la lumière des données précé- dentes, les météorites riches en gaz apparaissent comme un mélange de fractions minérales différentes, ayant eu des histoires différentes, antérieurement à leur agglomération. C'est ainsi que les météorites riches e n gaz à structure bréchique sont constituées :

* De xénolithes qui présentent tous les caractères d'une roche formée dans des conditions de tempéra- ture élevée : les cristaux d'une même phase minérale ont une composition chimique unique, la concentra- tion en éléments volatils y est faible. On ne rencontre à l'intérieur de cette fraction ni cristaux « irradiés », ni concentrations anormales en gaz rares.

* D'une matrice qui entoure ces xénolithes. Dans

FIG. 7. - Cristal de clinopyroxène de la chondrite de Fayette- ville vu en microscopie électronique par réflexion. Les traces créézs par 1:s ions de fer d'un flux cosmique de faible énergie (MeVjn) apparaissent, après attaque chimique, sous forme de perforations de la surface cristalline. Ces traces sont uniformé- ment réparties sur toute la surface du cristal, qui a ses formes cristallines propres (G linéaire = 1 200 ; cliché J. P. Bossy, Laboratoire de Géologie du Muséum National d'Histoire

Naturelle de Paris).

plus particulièrement sa fraction ((irradiée », présente généralement les caractères d'une roche formée dans des conditions de basse température : les cristaux d'une même phase minérale ont tout un spectre de compositions chimiques, la concentration en éléments volatils y est élevée. C'est, comme on l'a vu, dans cette matrice que sont concentrés les gaz rares.

Les faits essentiels qui nous paraissent pouvoir éclairer l'histoire de ces météorites sont les suivants :

1) Les caractères chimiques et minéralogiques pro- pres à la fraction minérale irradiée, qui témoignent le plus souvent de conditions de formation à relative- ment basse température.

2) Les conditions de l'irradiation qui sont bien parti- culières puisqu'il semble qu'il n'y ait pas eu d'érosion appréciable des cristaux, et que d'autre part, ces détec- teurs ont tous enregistré, & u n facteur 3 près, une même intensité de flux.

C 3 - 108 J. C . LORIN

3) Les conditions également très particulières de formation de la brèche où sont associées fraction minérale irradiée », et fraction minérale non « irra- diée ». Si cette brèche est due à des phénomènes d'érosion on ne s'explique pas que les cristaux ne présentent aucun indice de cette érosion. Si cette brèche est une brèche d'impact, il faut que l'impact dont elle résulte ait été très faible pour qu'on n'observe pas d'effet thermique.

IV. Conclusion. - L'exploration dans le temps des rayonnements galactique et solaire au moyen des détecteurs minéraux se fait actuellement à partir d'échantillons de météorites. Elle se fera très bientôt, - et dans de meilleures conditions, à cause du moins grand nombre de paramètres indéterminés, - à partir de matériau lunaire. Mais le plus grand intérêt des détecteurs minéraux paraît résider dans ce qu'ils peuvent nous apprendre de leur propre histoire, his- toire qui a commencé, dans le cas des détecteurs météo- ritiques, avec celle du système solaire, il y a environ 4.5 milliards d'années.

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[18] PELLAS (P.), POUPEAU (G.), LORIN (J. C.), REEVES (H.) AUDOUZE (J.), Nature, 1969, in press.

1191 LAL (D.), RAJAN (R. S.), Nature, 1969, in press.

[20] POUPEAU (G.), PELLAS (P.), LORIN (J. C.), Journées internationales d'étude des traces de particules chargées dans les solides isolants et leurs appli- cations, Clermont-Ferrand, 1969.

[21] BISWAS (S.), private commuizication, 1969.

[22] CAMERON (A. G . W.), Symp. on origin and distribution of elements, UNESCO, Paris, 1967.

DISCUSSION

LAMBERT. - La variation de densité de traces avec la profondeur qu'on observe dans le cristal de la figure no 7 n'est pas symétrique, contrairement à ce qu'on devrait observer, si, comme vous le supposez, le cristal était isolé dans l'espace.

LORIN. - Ce cristal est un cristal de clinopyroxène.

La face B est une section de clivage parallèle à la face cristalline originelle.

CUER. - Des considérations théoriques font prévoir une région de stabilité nucléaire pour les noyaux de Z

-

LORIN. - Les faibles dimensions des cristaux étu- diés jusqu'à maintenant n'ont pas permis la mesure de traces plus longues que 100 microns, donc la déter- mination de charge de noyaux de Z supérieurs à environ 40.

REEVES. - Ce serait peut-être I'occasion, étant donné que ce sujet ne sera pas traité par la suite, de demander à M. Peters de faire le point de la situation après l'annonce de la détection d'un élément de Z = 106, événement qui a passionné tous les physi- ciens.

ÉTUDE DU RAYONNEMENT COSMIQUE PAR LES DÉTECTEURS MINÉRAUX c ^{3 - 109}

PETERS. - Je crois que la situation est actuellement la suivante : il vient d'être procédé à une expérience couplant émulsions nucléaires et détecteurs plastiques.

Les traces produites dans les deux types de détecteurs par les mêmes particules ont ainsi pu être étudiées : or, on arrive à une détermination de charge différente par les deux techniques. La trace en question est cer- tainement la plus épaisse jamais observée en émulsion nucléaire. Le détecteur plastique donnerait un Z de 92 -t 1, les émulsions nucléaires un Z de 106, sans qu'il soit pour l'instant possible de trancher en faveur de l'une ou l'autre détermination.

CUER. - J'ai été un peu étonné par votre calibra- tion. Vous savez que l'on va accélérer prochainement des ions d'Uranium, en particulier les Russes à Dubna, dans deux ans environ. On accélère déjà le Zn à grande énergie, et il est possible de mettre en évidence une méthode de discrimination par microscopie éler- tronique. Nous l'avons mise au point, et elle permet de différencier assez aisément les éléments au-delà du fer, jusqu'à Z = 100 ; mais cette méthode est très délicate, et exige des couches extrêmement minces. Il faut aussi tenir compte d'un autre mécanisme que celui dont vous avez parlé - la répulsion électrostatique des ions créés par la particule - qui est, je crois, une hypothèse un. peu simpliste.

LORIN. - On peut, en effet, recourir à d'autres modes de détermination de la charge d'un élément que la mesure de la longueur de la trace qu'il laisse : notamment à la mesure du diamètre de la trace, ou de la vitesse d'attaque chimique le long de la trace.

Quant au mécanisme d'enregistrement qui a été exposé, il correspond essentiellement au mod6le proposé par Fleischer et al. en 1967. La réalité est sans aucun doute beaucoup plus complexe.

BERNAS. - VOUS dites que la quantité de matière traversée par le rayonnement avant d'atteindre les cristaux correspond à environ 5 mg d'hydrogène. Quel était alors l'état du système ? Cela implique-t-il que les météorites que vous étudiez soient seulement celles qui se trouvaient à l'extérieur du disque planétaire lors de leur irradiation ?

LORIN. - 5 mg ne constituent qu'une limite supé- rieure à la quantité de matière traversée par le rayon- nement.

En ce qui concerne l'état du système, les conditions de température et de pression dans la nébuleuse solaire étaient sans doute différentes en des localisations diffé- rentes et évolutives avec le temps. On peut dire, cependant, que les météorites les plus équilibrées, - c'est-à-dire pauvres en éléments volatils, et dont les

cristaux d'une même phase minérale ont une composi- tion chimique unique - ne présentent pas de traces de cette irradiation. On peut imaginer, par exemple, que ces météorites se sont formées très tôt : ainsi la condensation et l'accrétion de leurs éléments constitu- tifs se seraient faites à haute température, dans un milieu à forte densité de gaz. Par contre, c'est parmi

OS en les météorites non équilibrées - c'est-à-dire rich- éléments volatils, et dont les cristaux d'une même phase minérale ont tout un spectre de compositions chimiques - que se rencontre la faible proportion (5 % pour les chondrites riches en fer-métal) de météo- rites présentant des traces de cette irradiation. On peut imaginer, par exemple, que ces météorites se sont for- mées tardivement, à température relativement basse, dans un milieu à faible densité de gaz. Il est remar- quable que les météorites riches en gaz présentent le plus souvent une structure bréchique dans laquelle des xénolithes de matériau équilibré sont enrobés, à la manière des grains de raisin dans un pudding, dans une matrice non équilibrée : disposition structurale normale si l'on admet que la formation des xénolithes a précédé celie de la matrice ; disposition structurale dont on peut également rendre compte par un choc ou un remaniement dû à l'érosion, mais plus difficile- ment, peut-être, car il ne semble s'être produit ni diffusion des gaz, ni érosion des fragiles cristaux de pyroxènes.

Quant à la question de savoir si les météorites riches en gaz se trouvaient à l'extérieur du disque planétaire, rien ne permet actuellement d'y répondre.

SCHATZMAN. - VOUS avez donné une valeur de 5 mg traversés dans la nébuleuse primitive entre les cristaux récepteurs et la source. Mais vous avez aussi parlé de 30 mg. Peut-être n'ai-je pas bien compris ?

LORIN. - 11 s'agit de 5 mg d'hydrogène ou de 30 mg de matière solide à composition chondritique. Cette valeur résulte d'un calcul de Reeves.

REEVES. - On ne connaît pas la quantité exacte de matière présente entre la source et le détecteur, mais on peut dire que si elle était constituée d'hydrogène il y en avait au plus 5 mg ; si elle était constituée de matière chondritique (s'il y avait beaucoup de poussière au début), il y en avait au plus 30 mg. Actuellement, on ne pense plus qu'il s'agissait de matière chondritique, à cause du fait que les cristaux ont gardé leurs faces cristallines propres.

SCHATZMAN. - VOUS parlez bien de la quantité de matière traversée par les ions lourds ?

LORIN. - Oui, par les ions lourds.

C 3 - 110 J. C . LORIN

DELACHE. - VOUS avez, tout à l'heure, parlé d'un LORIN. - C'est une idée très intéressante, mais, je temps d'irradiation de l'ordre de 30 000 ans pour le crains, assez difficile à mettre en œuvre expérimen- certains cristaux et chondres des météorites riches en talement, car les cristaux de faible granulométrie sont gaz. A-t-on une idée de la variation de ce temps d'irra- détruits par les modes conventionnels de révélation diation avec la dimension des cristaux ? Est-il pos- des traces. La solution de ce problème technique pour- sible d'espérer mettre cette variation en évidence de rait, effectivement, apporter de très bons renseigne- manière à connaître le taux d'accrétion ? ments sur la question.