Les réactions nucléaires importantes en astrophysique

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Submitted on 1 Jan 1960

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Les réactions nucléaires importantes en astrophysique

E. Schatzman

To cite this version:

E. Schatzman. Les réactions nucléaires importantes en astrophysique. J. Phys. Radium, 1960, 21 (5),

pp.361-364. �10.1051/jphysrad:01960002105036100�. �jpa-00236263�

LES RÉACTIONS NUCLÉAIRES IMPORTANTES EN ASTROPHYSIQUE Par E. SCHATZMAN,

Institut d’Astrophysique, ^Paris.

Résumé.

On examine les réactions nucléaires importantes pour la compréhension ^de la pro- duction d’énergie ^{et de la} composition chimique des étoiles. Nous donnons les énergies ^dans le sys- tème du centre de gravité. (a) Les réactions des étoiles de la séquence principale ^{ont lieu vers} quelques ^{keV ;} (b) les réactions avec les particules ^{03B1 dans les} géantes ^{ont lieu vers 80} keV ; (c) ^{les réac-}

tions du carbone, 12C (12C, p) ^{23Na et 12C} (12C, 03B1) ^20Ne peuvent ^être importantes ^{à des} températures

un peu plus ^élevées, le domaine important d’énergie étant situé vers 1,5 MeV. Ces réactions sont

importantes aussi bien en ce qui ^{concerne la} production d’énergie que le changement ^de composition chimique des étoiles. Certaines particularités ^de composition obligent ^{à faire} l’hypothèse ^{de réac-}

tions de surface, ^{vers 6}

²⁰ MeV, conduisant par réactions du type (p, n), (p, pn), (p, 2n) ^{à la}

formation de neutrons, puis, par des réactions du type (n, p), (n, 03B3), (n, 2n) ^à la formation d’abon- dances singulières d’élements lourds. Un grand ^{nombre de} sections efficaces sont seulement estimées

ou extrapolées depuis ^des énergies beaucoup plus élevées. On attire l’attention sur l’intérêt que

présente pour l’Astrophysique ^{la mesure de ces} sections efficaces.

Abstraet.

The nuclear reactions which are important ^{for the} understanding ^of the energy

production rate and the chemical composition ^{of the stars are} considered. In the center of gravity

system: ^{(a) The} reactions in the main sequence stars ^occur mainly ^{around a few} keV ; (b) ^{the reac-}

tions of alpha particles ⁱⁿ giant ^{stars occur} mainly ^{around 80} keV ; (c) the reactions of carbon, 12C(12C, p) ^{23Na and} 12C(12C, 03B1) ^{20Ne can be} important ^at temperatures ^somewhat higher, ^the impor-

tant range being ^around 1,5 MeV. All these reactions are important either for energy production

or the change ^{in chemical} composition of the stars. Some pecularities in chemical composition oblige astrophysicists ^to consider surface nuclear reactions in the _{range 6}

20 MeV, leading through ^reactions (p, n), (p, pn) ^and (p, 2n) ^to the formation of neutrons and, by ^neutron capture (n, p), (n, 03B3), (n, 2n) ^{to the} production ^of heavy ^elements.

Many of the cross-sections are only estimated, ^or extrapolated ^{from much} higher energies. ^The

author draws attention to the interest for astrophysics of the measurement of these cross-sections.

PHYSIQUE 21, 1960,

Des réactions nucléaires extrêmement variées

se déroulent dans les astres, ^{ou à leur surface. On} peut considérer que l’existence de certaines de

ces réactions est prouvée, ^{d’autres au contraire} paraissent ^seulement vraisemblables. Au total, on fait appel ^de plus ^en plus ^{souvent à des} phéno-

mènes nucléaires _pour expliquer ^{toute une variété}

de particularités que présentent ^les étoiles. Natu-

rellement, ^la connaissance précise des sections effi-

caces est essentielle, ^{mais on doit bien constater} que dans leur immense majorité ^ces sections efficaces ont été seulement évaluées par le calcul ^et qu’ainsi

les expérimentateurs ^{ont encore un} travail consi- dérable à effectuer dans le domaine des basses et des moyennes énergies.

Réactions thermonucléaires.

Ces réactions se

produisent dans les étoiles à des températures comprises ^{entre 107} degrés (dans ^le Soleil) ^et

2.108 degrés (certaines ^étoiles géantes). L’énergie cinétique moyenne des particules ^{est ainsi com-} prise ^{entre 1 keV et 20 keV. Toutefois} l’énergie ^à laquelle ^se produisent ^la majorité des réactions est sensiblement plus élevée. Dans le calcul du nombre de réactions ^se combinent la distribution Maxwel- lienne des vitesses et le facteur de pénétration ^{de la}

barrière de potentiel, pour donner ^{un terme :}

Si l’on exprime W ^en keV, ^on peut ^{écrire :}

L’exponentielle ^{atteint son} maximum pour :

Nous nous servirons de cette expression pour évaluer ^ce qu’on peut appeler l’énergie ^{efficace des}

réactions thermonucléaires.

Dans ^{le cas de} résonances, c’est naturellement

l’énergie ^{de résonance} qui ^est importante. ^Pour qu’une réaction de résonance joue ^{un rôle} notable,

il faut d’une part que ^sa section de choc soit assez

grande, ^d’autre part que l’énergie ^{de résonance ne}

soit pas située trop loin dans la queue de la distri- bution de Maxwell, et, par conséquent, ^ne dépasse

pas quelques ^kT.

Les cycles classiques.

^Le cycle ^de départ ^est

bien connu : il s’agit des réactions :

. au cours desquelles ² % ^de l’énergie ^totale dispo-

nible est perdue par les neutri.

La réaction 1H(p, P+ v) ^{2D a une très faible sec-}

tion de choc et celle-ci n’est ^connue que par la théorie.

On trouve ^CI

10-23 barns à 1 MeV dans ^le _sys-

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01960002105036100

362

tème du laboratoire. On admet donc la valeur donnée par Salpeter (1952a), corrigée ^{par Bur-} bidge, Burbidge ^{Fowler et} Hoyle (1957) (notés

B2FH dans ce qui suit) :

Le cycle, ^{au lieu de se} terminer par des réactions entre noyaux 3He peut ^se fermer par des réactions

avec l’hélium :

avec une possibilité de branchement

L’importance ^{de ces réactions a été} soulignée ^par

Fowler (1958). ^La première, 3He(«, y) ^{’Be, a été}

étudiée _par Holmgren ^{et Johnston} (1958) ^dans

l’intervalle d’énergie 0,47 ^à 1,32 ^MeV (système ^du laboratoire). ^{La réaction est} importante pour

l’Astrophysique ^aux environs de 20 keV : l’extra-

polation de la section de choc est donc importante ;

elle est faite sur la base de la formule :

(1,5 ^keV Barn) (système ^{du centre de} gravité)

=

6E1 exp (7. 92 E11/2)

où El ^{est en MeV dans le} système du laboratoire.

Cette section de choc doit être comparée ^{à la valeur}

relative à la réaction

La réaction sur l’hélium ne peut l’emporter que

lorsque l’abondance de 4He est suffisante.

Parmi les réactions dont la section de choc est mal connue, il faut signaler :

Le cycle du carbone ^{est le} plus classique :

avec le branchement

Ces sections ^{de choc ont été} étudiées par Fow- ler (1954) ^au Kellog ^Radiation Laboratory, ^{et de}

nouvelles ^{mesures ont été} faites _{par Lamb} et Hes- ter dans le domaine 100 keV au Livermore Radia- tion Laboratory.

La question ^{s’est posée de savoir laquelle deys}

deux réactions

était la plus lente. S’il n’y ^a pas de niveau de ^réso-

nance aux basses énergies, ^{la réaction} 14N(p, y) ¹⁵⁰

est la plus lente. Il est donc important ^{de décider}

si 150 a un niveau d’excitation dans le domaine

7,37 ± 0,03 ^{MeV. B2FH} (1957) ^{discutent en détail}

cette question.

Un niveau de résonance est observé à 278 keV,

et correspond ^{à un} niveau d’excitation à 7,61 ^MeV.

La question paraît actuellement réglée par la

négative.

Les réactions de l’hélium.

Au cours de l’évo- lution des étoiles, ^la température ^des régions ^cen-

trales peut s’élever suffisamment _pour que les ^réac- tions entre particules alpha deviennent possibles :

Ces réactions se produisent ^{vers 108} degrés, ^{à des} énergies voisines de 80 keV. Hoyle ^a prévu ^l’exis-

tence d’une résonance dans la deuxième de ces

réactions, correspondant ^{à un état} excité de 12C à

7,70 ^MeV. L’expérience ^{a montré} que le niveau de résonance se trouvait à 7,653 ± 0,008 ^MeV (Références ^dans B2FH).

A des températures ^à peine plus ^élevées (2.108 degrés), ^{les réactions de} capture ^{de 4He}

deviennent importantes ^et conduisent à l’édifi- cation de l’oxygène ^{et du néon.}

On notera une preuve de ^la formation des atomes de carbone. Dans des étoiles ayant ^la composi-

tion du soleil, l’oxygène ^est plus abondant que le

carbone, et, ^{à basse} température l’équilibre C + ⁰ ~ CO ^est déplacé ^{vers la} droite, ^{le carbone} n’apparaît ^{pas dans le} spectre. Dans les étoiles

froides, ^de type R ^et N, ^au contraire, ^à la suite de la formation de carbone, l’oxygène ^{est entière-}

ment combiné au carbone, ^{et il reste du carbone}

libre qui apparaît ^{dans le} spectre ^sous la forme de

C2 ^{et de} CN ; ^les oxydes métalliques n’apparaissent

pas dans le spectre.

AUTRES RÉACTIONS AVEC L’HYDROGÉNE. -- On

est là dans un domaine de sections de choc médio- crement connues. Cependant, ^{ces réactions ont une} importance considérable, ^{car elles} permettent d’expliquer ^les abondances singulières ^{d’éléments}

observés dans certaines étoiles. Les réactions sur

l’oxygène :

conduisent à la formation d’azote qui rejoint ^le cycle du carbone.

Ces réactions se produisent probablement ^dans

la région de combustion de l’hydrogène, ^{dans les} géantes, ^{à une} température de l’ordre de 40.106 de-

grés. ^Les énergies impliquées ^sont de l’ordre de

50 keV..

Beaucoup plus importantes ^sont les réactions

avec le néon commençant ^à 2°Ne(p, y) ^2lNa.

L’étude des niveaux de 2lNa ^{a fait} l’objet ^{des tra-}

vaux expérimentaux ^de Marion, Slattery ^et Chap-

man (1956), utilisant la réaction 2°Ne(d, p) ^21Na.

On a trouvé un niveau de résonance à

dont la largeur ^a pu seulement être estimée à

0,06 ^eV (Marion ^et Fowler, 1957).

La section de choc, loin de la résonance est :

pour (E - Er) ^{en eV.}

Les taux de réactions

sont déduits presque entièrement d’estimations

(Marion ^et Fowler, 1957). ^Le cycle ^{se termine} par :

dont la section de choc est également ^estimée.

FORMATION DE NEUTRONS. - Les réactions exo-

thermiques suivantes de formation des neutrons ont été proposées :

Le carbone 13C est trop peu abondant pour

qu’une quantité ^{notable de neutrons} soit formée.

De plus, si l’on s’intéresse à l’effet des neutrons, l’azote 14N présent ^{dans la} région ^du cycle ^{du carr}

bone agit ^{comme un} absorbant de neutrons par la réaction 14N(n, p) ^14C.

L’oxygène ^{1?0 est peu} abondant, ^et 25Mg ^n’est

pas produit. ^{La réaction 21Ne(x, n)} 24Mg ^{est donc}

la plus importante ^du point ^{de vue} de la formation des neutrons. Sa section de choc est estimée à

et le domaine important ^du point ^{de vue Astro-} physique ^{est W}

⁶⁶ keV. Ce mécanisme de for- mation de neutrons est admissible (B2HF) ^{si les}

conditions suivantes sont remplies :

(1) La formation de 21 Ne ^{a eu} lieu avant épui-

sement de 1H ;

(2) ^{14N est détruit} par la réaction 14 N (oc, y) ^18F

avant le commencement de la réaction

qui ^fournit les neutrons.

(3) ^{2lNe est} brûlé par 21Ne(x, n) 24Mg ^avant épuisement de l’hélium.

En l’absence de valeurs exactes des sections de

choc, ^{on ne} peut ^{dire avec} certitude si ces condi- tions sont satisfaites. Il apparaît ^toutefois qu’à

moins d’une abondance très faible ou nulle de (C, N), ^{la condition} (1) ^ne peut ^être satisfaite. Seule la rencontre à haute température de matière prove- nant du _noyau stellaire (C, 0, Ne) ^et d’hydrogène provenant ^de l’enveloppe peut permettre ^{la for-}

mation de 21 Ne en quantité suffisante pour la for- mation de neutrons.

Le problème ^{devra être abordé sous deux} angles différents, (1) détermination exacte, ^à partir ^des

données dé la physique nucléaire, des conditions de formation de neutrons, (2) étude de modèles stèl- laires permettant ^la réalisation de ces conditions.

CAPTURE DES NEUTRONS.

L’observation d’abondances singulières ^à la surface de certaines géantes rouges (notamment le technecium dans les étoiles S) implique ^la formation d’éléments par

capture ^{de neutrons} thermiques.

Les étoiles pourraient ^alors comporter ^{une zone}

convective profonde s’étendant depuis ^{la surface} jusqu’à ^{une zone} centrale chaude. Les courants de convection pourraient ^alors transporter jusqu’à ^la

surface les éléments produits ^à l’intérieur par cap- ture de neutrons. Nul doute qu’une certaine quan- tité de spéculation ^est nécessaire à l’heure actuelle pour combiner l’observation d’abondances singu-

lières avec les mécanismes imaginés pour décrire la formation de ces éléments. Si la suite de réac- tions

conduit à un régime stationnaire, ^les éléments les

plus ^{abondants sont ceux} qui ^{ont la} plus petite

section de choc : essentiellement les noyaux ^avec

50, ^{82 et 126 neutrons :}

(Cameron, 1955) ; (Fowler, Burbidge, Burbidge, 1955). ^Ceci paraît ^bien correspondre ^{aux obser-}

vations astronomiques ^{d’étoiles à Zirconium} (Zr 0),

à Baryum, Lanthane, Praséodyme, ^Cerium (t ^Ca- pricorne). Le Technecium 99Tc serait produit ^au

cours des réactions

Réactions thermonucléaires du carbone.

Cameron (1959), ^{a considéré les réactions}

comme une source possible d’énergie des étoiles

après épuisement ^des ressources en hélium. Les

protons ^et particules ^oc produites permettent ^la

formation de 13C et de neutrons en quantité ^sufli-

364

sante pour la formation des éléments lourds. La destruction du carbone se produit ^à partir ^de

450.106 degrés, ^ce qui correspond ^{à une} énergie,

dans le système ^{du centre de} gravité, de l’ordre de

1,5 ^MeV. L’ensemble des réactions ^est très compli- qué ^{et a fait} l’objet d’un calcul numérique impor-

tant. La présence ^d’une petite quantité ^initiale

d’éléments _moyens (au voisinage ^du fer), ^conduit

à la formation d’une abondance d’éléments lourds dans une proportion 1 000 fois supérieure ^{à l’abon-}

dance normale. Il est possible que ^ces réactions permettent ^{d’éviter les} difficultés que rencontre la théorie du néon.

AUTRES ^PROCESSUS DE FORMATION DE NEU- TRONS.

L’observation dans le spectre ^d’étoiles

A et F particulières d’abondances exceptionnelle-

ment élevées en lanthane, cerium, etc..., pose ^un

problème difficile, ^{car ces} étoiles, ^du point ^{de vue}

de la structure interne sont normales, ^{et ne} peuvent

être le siège des réactions évoquées plus ^haut.

Burbidge, Burbidge ^{et Fowler} (1958) ^ont sug-

géré ^{de faire} appel à des réactions à la surface de

oes étoiles, ^{au cours de} phénomènes imitant, ^{à une} plus grande échelle, ^les éruptions ^solaires.

Si au cours de phénomènes ^un peu analogues ^au Pinch, ^des protons ^{sont accélérés} jusqu’à quelques

MëV des réactions d’échange ^du type

peuvent ^{avoir lieu.}

Les bilans d’énergie pour les réactions qui parais-

sent importantes ^{sont les} suivantes :

Il semble d’après Fowler, Burbidge ^{et Bur-} bidge (1955b), (1958), ^{que ce} mécanisme fournisse

assez de neutrons pour expliquer la formation des

terres rares. On aurait, ^en premier lieu, ^formation

de deutérium par capture ^de neutrons, par la réac- tion 1H(n, y) ^{2D. Le deutérium ainsi fourni} pour- rait réagir ultérieurement, ^{avec des} protons ^de

moindre énergie (W 6MeV), pour donner des neutrons suivant la réaction 1H(d, n) 21H. La for- mation d’éléments lourds se ferait alors essentiel- lement par des réactions (n, y), ^{le deutérium étant}

détruit trop vite pour que des réactions (d, p) puissent jouer ^{un rôle.}

Le cas particulier ^{du chrome et du} manganèse ^a

conduit G. R. Burbidge ^{et E. M.} Burbidge (1958), ^à

étudier les réactions (n, p) ^et (n, 2n) ^se produisant

sur le fer et les éléments voisins du fer.

Au total, ^{une fraction de} quelques pour ^cent serait transformée ^en Cr ^et Mn.

Ces réactions se produiraient ^à partir ^{de neutrons} d’énergie ^{assez élevée} (supérieure ^{à 6} MeV). ^La

difficulté de trouver des réactions produisant ^des

neutrons de si grande énergie ^{a conduit} Burbidge

et Burbidge ^à étudier les réactions (p, pn) (p, 2n),

pour lesquelles ^il suffit d’avoir des protons ^d’envi-

ron 20 MeV. Elles ont l’avantage de fournir en

même temps ^{les neutrons} nécessaires à la forma- tion d’éléments plus ^lourds.

L’ABONDANCE DES ÉLÉMENTS.

On trouvera dans B2FH une étude détaillée des processus rapi- des, par irradiation _par neutrons. Ces _processus

jouent probablement ^{un rôle} important ^dans l’explosion ^des Supernovae. ^Nous y renvoyons le lecteur.

Conclusion.

Un grand ^{nombre de} réactions,

nucléaires sont importantes pour l’Astrophysique

soit qu’elles contribuent à la production d’énergie

des étoiles, ^soit qu’elles interviennent dans les chan-

gements ^de composition chimique des étoiles. Elles

se situent presque ^toutes dans le domaine d,es basses énergies, ^et leur étude exige ^une extrapola-

tion des quantités ^mesurées. Les résultats de ces

études seraient d’une grande importance pour

l’Astrophysique.

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(1) Noté B2FH dans le texte.

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