QUELQUES PROBLÈMES D'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE

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Submitted on 1 Jan 1966

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QUELQUES PROBLÈMES D’ASTROPHYSIQUE

NUCLÉAIRE

H. Reeves

To cite this version:

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QUELQUES PROBLÈMES D'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE

H. REEVES

Département de Physique, Université de Montréal et Laboratoire Joliot-Curie de Physique Nucléaire, Orsay

Résumé.

-

Le développement de l'astrophysique exige la connaissance des sections efficaces de certaines réactions nucléaires. Dans ce texte, on présente en résumé quelques-uns des besoins les plus urgents et on les situe dans leur contexte.

Abstract.

-

The development of astrophysics requires knowledge of the cross sections of cer- tain nuclear reactions. In this text, a few of the most badly needed cases are presented, briefly situated in their context.

Ce travail fait suite à un article présenté en 1960 [l] par Schatzman et intitulé : (( Les réactions nucléaires importantes en astrophysique ». Je ne reprendrai pas ce qui y était énoncé, je m'attacherai plutôt à présenter les développements dans ce domaine depuis 1960. Je m'attacherai surtout à signaler à l'expérimentateur intéressé les expériences à effectuer, dont dépend d'une façon plus ou moins vitale l'évolution de l'astrophysique en 1966.

Réactions à basse énergie (voisinage de la barrière coulombienne).

-

L'étude de l'évolution stellaire implique une bonne connaissance des taux de réactions nucléaires qui engendrent l'énergie stellaire. Il y a quatre processus fondamentaux à considérer : la fusion de quatre hydrogènes en un hélium ; la fusion de trois (ou quatre) héliums en carbone (ou oxygène) ; la fusion de deux carbones (après quelques réactions secondaires) en néon, sodium, magnésium et alu- minium et la fusion de deux oxygènes en silicium, phosphore, soufre, chlore. La vitesse de ces processus dépend en général de la présence de certains noyaux qui jouent le rôle de catalyseurs. Un noyau a fait parler de lui depuis quelque temps : 4Li. Dans une communication à venir, Monique Bernas nous pré- sentera le résultat d'une expérience qui prouve que 4Li n'est pas lié. Ce fait est d'une grande importance ; dans le cas contraire, 4Li aurait considérablement accéléré la fusion de l'hydrogène dans le soleil. Au- jourd'hui, le soleil achèverait son séjour sur la Suite Principale et s'apprêterait à devenir une géante rouge. Quand le soleil deviendra une géante rouge, il s'en- flera et avalera successivement Mercure, Vénus, la Terre et peut-être Mars. Nous l'avons échappé belle..

.

Dans l'ensemble, la plupart des réactions de cata- lyses sont assez bien connues [2]. Deux chaînons manquent : la largeur Ta du niveau à 7,118 MeV dans

160 (cette largeur intervient dans le taux de capture

12C (CI, y) 160) et la section efficace de la réaction 160

+

160 en dessous de la barrière coulombienne.

Avec les progrès récents dans l'étude des autres facteurs dont dépend l'étude de l'évolution stellaire, on peut dire que l'absence de ces deux chaînons (surtout du premier) se fait sentir de façon de plus en plus aiguë.

L'étude de la nucléosynthèse fait intervenir en plus des réactions importantes dans la génération de l'éner- gie stellaire un très grand nombre de réactions dont les taux déterminent de façon critique, par exemple, le rapport d'abondance de deux isotopes d'un élément donné. Ici, on notera l'importance des réactions induites par des protons ou des alphas d'énergie allant, disons, du tiers de la barrière coulombienne jusqu'à quelques MeV sur les éléments de masse inférieure à A = 36. Dans l'étude de ces réactions, deux facteurs à considérer : 1) la position et la largeur des résonances, ou plus exacte-

or

r2

ment la valeur du facteur -1

_r

-familier aux expé- rimentateurs, 2) la contribution non résonnante (diffusion due au potentiel) à ces réactions. Ce travail a déjà été assez bien fait pour quelques noyaux (voir par exemple [l] ou [2]). Pour d'autres noyaux, presque tout reste à faire. Un domaine connexe, peu déve- loppé, quoique intéressant à la fois la physique nucléaire et l'astrophysique, est la détermination des

« strength functions »

<

r,/D

>

des noyaux légers. Cette fonction est directement impliquée dans le calcul des taux de capture d'alphas. On concentrerait

(3)

QUELQUES PROBLÈMES D'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE C 1 - 2 9 ici son attention sur les noyaux cibles 16

<

A

<

40.

M. Vernotte nous présentera un exposé des travaux qui se font au Van de Graaf d'Orsay sur ce sujet.

Bien qu'il s'agisse d'un colloque sur les noyaux légers, pour être complet, il faut mentionner briève- ment l'importance des réactions (n, y) pour la formation des noyaux lourds (A

> 56) [3]. Ici, la mesure

des sections efficaces entre 5 et 200 keV permettra éventuellement la détermination des températures stellaires au moment de l'irradiation neutronique ainsi que l'intensité de cette irradiation à différents stades de l'évolution nucléaire.

Réactions à haute énergie.

-

Ce sont des réactions induites par des protons ou des alphas du type cc rayons cosmiques ». Ils sont responsables en particulier de la formation des lithium, beryllium et bore et aussi des abondances dites cc anormales » observées à la surface de certaines étoiles. Une étoile particulièrement anormale (par rapport à la répartition isotopique moyenne ou cc cosmique ») montre un rapport ,He/ 4He E 4 (au lieu de IO-, environ).

Ici, il faut connaître les sections efficaces de spalla- tion, du seuil jusqu'aux plus hautes énergies. Pour la formation des éléments Li, Be, B, nous considérons en particulier les cibles 12C, 14N, 160 et "Ne [4].

De celles-ci, la plus intéressante pour le moment est 14N; sur la figure 1, on voit que les seuils de

formation des éléments Li, Be, B dans I4N sont particulièrement bas. Les flux de rayons cosmiques ont toujours une intensité qui décroît rapidement avec l'énergie, d'où l'importance de la connaissance des sections efficaces à relativement basse énergie (jusqu'à quelques dizaines de MeV au-dessus du seuil), surtout pour les réactions à faible énergie de seuil.

Sur les figures 2, 3 et 4, l'ensemble des sections efficaces mesurées à plusieurs énergies est reproduit. Les déterminations à basse énergie sont particulière- ment incertaines à cause de la très pauvre résolution en énergie (excepté pour 14N ( p , a) Cl1).

Un grand nombre de réactions du même type a été étudié à 155 MeV. Un essai de systématique des résultats est présenté sur la figure 5. Ici, on a considéré toutes les réactions sur des cibles de 9

<

A

<

20, donnant lieu à l'émission de plus de deux particules. On voit que les sections efficaces mesurées se groupent suivant le couple : différence de spin isotopique A T = I T f I - ( T i l et AT, = T 3 f - T 3 i entre le noyau final considéré (f) et le noyau cible (i). En gros, les réactions correspondant à (0, 0) (112, f 112) ont une valeur de 10 mb à 50

%

près, les réactions (1, & 1) ont 1 mb à un facteur 3 près et les réactions (312, f 312) ont 0,l mb (à un facteur 5 près, il y a encore très peu de cas). Cette régularité montre bien que, dans ces réactions, tous les facteurs autres que les

20 30 40

Q values ( MeV )

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H. REEVES

I I I , 1 I I I I / / 1 1 1 1 1 1 1 I I

O 50 Ep ( MeV) 100 Energy in W 150 // 200 500 1000

FIG. 2.

-

Sections efficaces expérimentales pour production de divers isotopes par bombardement de protons sur 12C.

/ / I l I I I I I I I

O 50 Ep (MeV) 100 150 "200 500 1000

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QUELQUES PROBLÈMES D'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE

p + 0l6

I l I I I I I I I

O 50 100 Ep (MeV )

166

200 500 1000

4. - Sections efficaces expérimentales pour production de divers isotopes par bombardement de protons sur 1-50.

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C 1 - 3 2 H. REEVES facteurs de géométrie dans l'espace de spin isoto-

pique sont fortement moyennés par la multiplicité des collisions intra-nucléaires intervenant dans la réaction. De nouveau, ce phénomène a un double intérêt : il permet l'estimation, pour des fins astronomi- ques ou autres, des sections efficaces non mesurées ; il nous renseigne sur la nature des processus nucléaires à cette énergie. Puisque, selon les figures 2, 3, 4, la valeur des sections efficaces à 150 MeV est, à peu de chose près, la valeur à toutes les énergies coinprises entre 150 MeV et plusieurs GeV, on peut supposer que ce phénomène s'applique généralement dans ce domaine d'énergie. On voit encore l'intérêt de nouvelles mesures.

Réactions à très haute énergie.

-

On arrive main- tenant à analyser la distribution isotopique du rayon- nement cosmique primaire [5]. Cette distribution varie avec l'énergie des particules considérées. On l'explique comme ceci : une certaine distribution isotopique d'atomes est injectée à une énergie donnée ; ces atomes, qui peuvent avoir jusqu'à plusieurs mil- liers de GeV par nucléon, parcourent la galaxie. Les collisions nucléaires sur le gaz galactique altèrent progressivement la distribution isotopique du gaz.

La distribution observée à la terre dépend de l'épais- seur de gaz traversée, et aussi - certains de ces éléments étant bêta-instables

-

du temps de transit. Une connaissance détaillée des sections efficaces à ces énergies permettrait une reconstitution des moda- lités d u transit et une identification du spectre primaire. Ici, on considère tous les éléments de A

<

56. Pour terminer, une remarque : plusieurs résultats expérimentaux sont inutilisables, parce qu'ils sont présentés en (( unités arbitraires ». Une détermination, même approximative, de ces unités arbitraires est toujours hautement désirable.

De la même façon, dans bien des cas, une expé- rience de diffusion donnée aurait pu être reprise à différents angles, permettant ainsi une estimation de la section efficace totale.

Bibliographie

[Il SCHATZMAN (E.), Journal de Physique, 1960, 21, 361. [2] REEVES (H.), (( Symposium in Stellar Evolution », God-

dard Institute for Space Studies, New York, 1966.

[3] MACKLIN (R. L.) et GIBBONS (J. H.), Rev. Mod. Phys.,

Jan. 1966.

141 BERNAS (R.), GRADSZTAJN (E.), REEVES (H.), SCHATZ-

MAN (E.), to be published.