NUCLÉOSYNTHÈSE ET EXPÉRIENCES DE LABORATOIRE

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NUCLÉOSYNTHÈSE ET EXPÉRIENCES DE LABORATOIRE

Eli Gradsztajn

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Eli Gradsztajn. NUCLÉOSYNTHÈSE ET EXPÉRIENCES DE LABORATOIRE. Journal de Physique Colloques, 1969, 30 (C3), pp.C3-137-C3-143. �10.1051/jphyscol:1969322�. �jpa-00213699�

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NUCLÉOSYNTHÈSE ET EXPÉRIENCES DE LABORATOIRE

Eli GRADSZTAJN

Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de Masse C. N. R. S. 1, 9 1 -Campus-Orsay

Résumé. - Les isotopes de Li, Be, B tiennent une place particulière dans la répartition des éléments. On discutera les processus nucléaires qui peuvent être responsables de la présence de ces éléments légers dans des milieux tels que la surface des étoiles, les planètes ou les météorites, et dans le rayonnement cosmique galactique. Seules les réactions induites par des particules accélérées (de quelques dizaines de MeV à quelques GeV) seront abordées et non les réactions thermonu- cléaires.

On décrira des expériences de laboratoire conduisant à la détermination du taux de production des isotopes considérés.

Les données fournies par l'expérience ou par les prévisions théoriques sont forcément incomplètes en regard des processus naturels ; leur utilisation pour l'interprétation des observations sera discu- tée.

Abstract. - The knowledge of the Li, Be, B isotopic production is of great importance in the understanding of the origin of these rare elements in nature. Some relevant experimental results on the spallation of CNO at high energy (from a few MeV to GeV protons) are reviewed.

The application of these results to astrophysics is discussed as we1I as the observational data on the Li, Be, B isotopes obtained from the surface of stars, the earth and meteorites and the galactic cosmic rays.

1. Introduction. - Sous ce titre général nous ^(D-

n'examinerons que le problème de l'origine des élé- 0

.- 0

ments légers lithium, béryllium e t bore (Li, Be, B). Il est apparu très vite que la présence de ces éléments

k

I

l

1 I

, dans la nature ne pouvait s'expliquer par aucun des

phénomènes de fusion nucléaire se déroulant au sein des étoiles [l].

La figure 1 fait bien ressortir la place singulière de Li, Be, B dans la courbe de l'abondance des élé- ments. Par rapport à leurs voisins immédiats He, C , N, O, ils sont présents en quantité négligeable ce qui se comprend par leur extrême fragilité aux tem- pératures dépassant deux ou trois millions de degrés et par l'instabilité des masses 5 et 8.

Les réactions thermonucléaires ne pouvant être responsables de la formation de Li, Be, B, il a fallu faire appel à des réactions nucléaires induites par des par-

dent à cette exigence et contiennent en abondance les ^{5 0}_MASSE¹⁰⁰_ATOMlQUE¹⁵⁰ ²⁰⁰ éléments C , N, O, Ne qui Seront soumis à I'irradia- _FIG._1.- Abondance des éléments, tion. La présence de Li, Be, B dans le rayonnement d'après Suess et Urey [251.

ticules accélérées (protons et alphas) se produisant à ^K^-2- basse température 111. Des milieux tels que la surface Q u

des étoiles [2], les planètes et les météorites [3] répon- 9 ^t , ,

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1969322

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C 3 - ¹³⁸ EL1 GRADSZTAJN cosmique galactique relève également des mêmes réac-

tions de spallation.

L'étude de ces réactions de spallation se poursuit dans différents laboratoires où l'on a pu déterminer certaines sections efficaces de production des isotopes intéressants (6Li, 7Li, 7Be, 9Be, ''Be, 'OB, "B, 'OC,

" C ) dont beaucoup sont stables.

Dans ce qui suit on verra que la connaissance des taux de production de ces isotopes permet dès à pré- sent, malgré quelques lacunes, de vérifier certaines hypothèses sur le moment et le milieu où ils auraient 6té synthétisés.

II. Données observationnelles. - Les données les plus nombreuses sur l'abondance des isotopes de Li, Be, B nous parviennent essentiellement de I'observation des étoiles, de la terre et des météorites et des rayons cosmiques. On connaît encore très peu de choses sur l'espace interstellaire et les comètes, en ce qui concerne Li, Be, B.

A. LA SURFACE DES ÉTOILES. - On dispose actuellement d'une série d'observations se rapportant à l'abondance du lithium, à la valeur du rapport 7Li/6Li et à l'abondance du béryllium. Le bore n'ayant pas encore pu être mis en évidence, en raison de la super- position de nombreuses raies spectrales. Ces données sont rassemblées dans les figures 2, 3 et 5 tirées d'un article récent de Conti et Wallerstein [4].

La figure 2 représente l'abondance du lithium en fonction de la classe spectrale de quelques étoiles de la séquence principale. Sur ce diagramme figurent éga- lement les étoiles T Tauri, étoiles jeunes qui se trouvent dans la période Hayashi et n'ont pas encore atteint la séquence principale. On remarque qu'elles contiennent beaucoup de lithium. Fait encore plus marquant : il y a environ 10 fois plus de lithium à la surface d'une T Tauri que dans le gaz qui l'entoure [ 5 ] , d'où l'on conclut que c'est l'étoile elle-même qui produit son propre lithium, tout au moins pour une grande partie, et qu'elle ne l'a pas reçu en héritage du gaz galactique d'où elle est issue.

On admettra que ceci est également vrai pour le béryllium.

Comment donc l'étoile peut produire du lithium et du béryllium ? A l'intérieur, la seule possibilité est de former ' ~ i par la réaction de fusion

Mais la température est trop élevée pour permettre à ce lithium de survivre, il est détruit par la réaction 7Li(p, ^ol)4He. Par ailleurs on ne peut même pas invo- quer la réaction 3He -1- 4He dans les T Tauri puisque,

G I A N Ï Ç

0.40 0.50 Oj6O , ^0.70 ^0.W

I I l

F 2 F 5 G O G 5 G O K O

FIG. 2. -Abondance du lithium pour des étoiles appartenant aux amas de Hyades et des Pléiades. Les droites reliant les ,

étoiles G et K de ces amas indiquent seulement l'allure générale des observations. L'échelle des ordonnées correspond à log (hydro- gène) = 12. D'après Conti et Wallerstein [4].

tout au moins au début de leur évolution, elles n'ont pas encore atteint le stade des réactions thermo- nucléaires.

Fowler, Burdibge et Burdibge [2] ont donc suggéré que le lithium pourrait être formé par les réactions de spallation qui se produiraient à la surface de l'étoile où les conditions favorables sont réunies : abondance de C, N, O, faible densité et température relativement basse. La grande activité magnétique à la surface des T Tauri expliquerait alors un flux élevé de particules accélérées (protons ou alphas) et par suite leur richesse en lithium.

On remarque sur la figure 2 que l'abondance du lithium décroît quand l'indice de couleur augmente.

Cette diminution peut s'expliquer par une destruction du lithium d'autant plus importante que l'étoile est située plus à droite du diagramme. En effet, il est bien connu que la zone convective superficielle est de plus en plus profonde vers la droite du diagramme de Hersprung-Russel. Le lithium, entraîné par la convec- tion, atteint alors des régions de l'étoile où la tempé- rature est assez élevée pour que les réactions (p, a) le détruisent. Cet entraînement peut être dû également à la turbulence créée par le freinage de la rotation de

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l'étoile [6], qui est aussi de plus en plus important vers la droite du diagramme. Conti [7] a pu ainsi établir une corrélation intéressante entre la vitesse de rotation et l'abondance du lithium pour 11 étoiles.

11 est: à noter également (Fig. 2) que l'amas des Hyades plus vieux que celui des Pléiades, contient.

moins de lithium.

La figure 3 résume les observations relatives au béryllium dont on voit que l'abondance est plus grande pour les étoiles plus froides. Je pense qu'il est préma-

6 - ^Li'

O - ^No^{L i e}

X-LieILiTNof Meos.

3 ^-Uppor ^Limif^{L i}

FIG. 3. -Abondance du béryllium pour des étoiles de champ où l'on observe également du lithium. D'après Conti et Waller-

stein [ 4 ] .

turé de vouloir expliquer cette déficience en béryllium des étoiles F. Conti [4] y voit une insuffisance de production qui serait due à un spectre d'énergie des protons plus pentu que celui des étoiles G. Par contre, Reeves [8] a montré qu'il est possible, avec des protons cl'énergie convenable, de détruire le béryllium plus vite que le lithium, contrairement à ce qui se passe pour les protons thermiques ; la figure 4 illustre cette possibilité.

Le diagramme de la figure 5 représente les valeurs du rapport Li/Be en fonction de la classe spectrale d'étoiles où ces deux éléments ont été observés. Il est intéressant de remarquer que les astronomes croient déceler dans le lithium peu abondant des étoiles froides (à droite du diagramme) une fraction impor- tante de lithium 6 . Or ceci est en contradiction avec

- 3 - ² - ¹ O 1 log Eiab(MeV)

FIG. 4. - Szctions efficaces de destruction de D, 6Li, 'Li et 9Be en fonction de l'énergie des protons incidents. L'énergie de Gamow A 107 OK est d'environ 10 keV pour le lithium et le

béryllium. D'après Reeves [ a ] .

O - ^{No ~i~}

x - ^{L i s /}Li7 N o l Modr.

O - U p p e r Limit L i

FIG. 5. - Valeurs du rapport Li/Be pour les étoiles de la figure 3.

D'après Conti et Wallerstein [4].

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C 3 - 140 EL1 GRADSZTAJN l'hypothèse de la destruction du lithium par les étoiles

froides puisqu'on sait que le lithium 6 est détruit environ 100 fois plus vite que le lithium 7 par les réactions (p, LX). Cette question est examinée plus loin dans la discussion.

B. SYSTÈME SOLAIRE. - L'origine de Li, Be, B dans les météorites pierreuses et la croûte terrestre a été l'objet de nombreuses études et des modèles plus ou moins compliqués ont été proposés (3,9, 10, 1 1, 12, 13).

Leur point commun est que tous admettent que le lithium, le béryllium et le bore ont pu être formés par la spallation des éIéments voisins C, N ou O. Par contre, ils diffèrent quant à l'état de la matière irradiée (gazeuse ou solide). C'est une différence essentielle puisque dans le cas d'un gaz les neutrons de spallation ne jouent aucun rôle alors que leur effet est prépondé- rant lors de l'irradiation d'un solide (se référer aux textes originaux).

Il est remarquable que cette question puisse être en grande partie résolue par la seule connaissance de la composition isotopique du bore produit par spallation [IO]. En effet, ce sont les rapports isotopiques, llB/'OB et 7Li/6Li qui sont déterminés avec pré- cision dans les météorites et la terre alors que les rapports d'éléments n'ont qu'une signification incertaine en raison des fractionnements chimiques qui ont pu se produire et dont un des résultats est une grande dispersion des valeurs du rapport B/Li [l4].

C. COMPOSITION DES RAYONS COSMIQUES. - L'abondance de Li, Be, B dans le rayonnement cosmique est environ 100 000 fois plus grande par rapport à celle de CNO que dans les autres milieux. Ici encore les réactions de spallation permettent d'interpréter les faits observés : à la « source » la proportion de Li, Be, B est négligeable et ce sont les noyaux de CNO qui se brisent sur l'hydrogène interstellaire au cours de leur propagation dans la galaxie.

Connaissant les sections efficaces de production des isotopes de Li, Be, B à partir de CNO et la composition des rayons cosmiques à la terre, il est possible de cal- culer l'épaisseur de matière traversée. Pour environ 5 g/cm2 l'accord entre les calculs et les rapports obser- vés Li/Be/B/C/N/O est remarquable [15].

Ceci est intéressant car il est vraisemblable que dans un avenir rapproché il sera possible par l'identifica- tion des traces dans les plastiques [24] de détecter ''Be parmi les autres composants du rayonnement cosmique ; grâce à sa période (- 2 x 106 ans) qui sert d'horloge on pourra connaître la durée de la propagation, et par suite la densité moyenne du gaz galactique.

III. Données expérimentales. - Parallèlement à l'accumulation des observations les mesures des sections efficaces de production des isotopes de Li, Be, B sont devenues plus nombreuses malgré un rythme assez lent dû aux difficultés spécifiques inhérentes au dosage des isotopes stables. En effet, la plupart des isotopes concernés ici sont stables. Seuls 7Be et l l C ont des périodes convenables. Si la technique d'identi- fication et de dosage de ces isotopes radioactifs est relativement facile, pour les stables, il a fallu mettre au point des instruments et des méthodes nouvelles.

LA SPECTROMÉTRIE DE MASSE. - Cette méthode a Cté utilisée dès 1960 [16] pour l'étude de la formation des éléments légers intéressants l'astrophysique. Le principe en est le suivant :

Après que la cible ait été irradiée auprès d'un accé- lérateur de particules chargées (p ou LX) les produits de l'irradiation sont extraits et introduits dans la source d'ions d'un spectromètre de masse du type représenté par la figure 6. L'analyse isotopique d'un élément, combinée à la méthode de dilution isotopique, conduit aux sections efficaces absolues [IO, 171.

.-a..- li"-is primary

/ion source 1OKV

sample hoiders 1' - \/ rnuttiptier

to the counting

-

system

FIG. 6. -Schéma d'un spectromètre de masse muni d'une source à pulvérisation construit pour l'analyse de lithium,

béryllium et bore. D'après Yiou et al. [17].

Certains résultats obtenus sont indiqués dans les tableaux 1 et II. Cette méthode, dans son principe, est relativement simple mais sa mise en euvre entraîne des difficultés sérieuses dues à ce que l'analyse porte sur des quantités de matière infimes (10-l4 à IO-'' g).

Cela nécessite évidemment un appareil de très grande sensibilité mais de plus il faut éviter la contamination des produits de l'irradiation par les éléments naturels qui se trouvent partout en grande quantité. C'est cette contamination qui fixe la véritable limite de la méthode.

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Sections efficaces de production des isotopes de Li, Be, B dans 160 obtenues par spectrométrie de masse.

D'après Yiou [26].

Energy - 7Li 'Be "Be llB 7Li ~i 7Be 'Be ''Be "B 'OB

'Li 7Be 'Be ¹^%

135 MeV 0,85 0,32 0,21 2,3 8,5 1 O 5,4 1,7 0,37 25 11

f 0,09 f 0,04 f 0,05 f 0 , 4 + ^1,7 ^f^1,s ^f¹ - +0,36 +0,12 + ⁸ ^f ³

600 MeV 0,91 0,37 0,24 2,1 11,3 12,4 7,O 2,6 0'6 25 12

f 0,13 f 0,10 f 0,05 f 0,6 f 2,2 f 2,4 4 1,7 0,94 f 0,24 f 12 f 5

19 GeV 0,98 0,34 0,30 14,2

+0,13 f 0 , 0 8 +0,08 < 2 , 9 f 2,7

Sections efficaces de production de 6Li et 7Li dans IZC obtenues par spectrométrie de masse.

L'incertitude est de 20 %.

D'après Gradsztajn [IO].

Energie des

protons c ( ~ L ~ + 6 ~ e ) ~ r ( ~ L i ) c ( ~ L ~ + 7 ~ e )

(MeV) mb mb mb

LE TEMPS DE VOL. - Le développement de la technique des semi-conducteurs a permis que cette méthode soit appliquée depuis 1968 [18] à l'étude des réactions nucléaires présentant un intérêt en astrophysique. On mesure le temps t mis par les fragments produits pour parcourir la distance x comprise entre la cible irradiée et le détecteur solide. Comme ce dernier donne de plus l'énergie E du fragment de masse m, on a : 2 Et2 = mx2.

II est donc possible, comme le montre cette formule de déterminer la masse des isotopes produits et le taux de production des isobares qui nous intéressent, c'est- à-dire ceux qui sont compris entre 6 et 11. Cela est suffisant pour beaucoup d'applications, mais cette méthode ne permet pas d'étudier un isotope particulier, par exemple le ''Be qui, comme on l'a vu présente un intérêt particulier en raison de sa période.

Les résultats obtenus avec une cible de carbone et des protons de 39,s MeV sont pour les isotopes de masse 6 et 7 :

On notera l'accord remarquable avec les valeurs correspondantes du tableau II.

L'ÉMULSION NUCLÉAIRE. - Cette technique bien connue est également appliquée depuis 1968 [19] à l'étude de la formation des isotopes de lithium, de béryllium et de bore. Les particules incidentes induisent des réactions sur les noyaux CNO de la gélatine. Des résultats ont été obtenus avec des protons de 125 MeV et des alphas de 90 MeV sur le carbone et l'azote 1191.

Un avantage de cette méthode est de simplifier gran- dement l'étude des réactions dans l'azote.

L'accord avec les autres méthodes est bon pour le lithium avec des protons de 125 MeV sur I2C :

o ( ~ L ~ ) = 8,3 L- 2,1 mb, o ( ~ L ~ ) = 6,5 f 1,9mb mais les réactions où plusieurs neutrons sont émis peuvent être fortement sous-estimées. Il semble que ce soit le cas pour la production de 7Be dans IZC par des protons de 125 MeV.

( o ( ~ B ~ ) = 4 +_ 1,4 mb au lieu de la valeur admise de 12 4 1 mb [20]).

IV. Discussion. - Les résultats expérimentaux qui viennent d'être mentionnés, quoiqu'encore incomplets, trouvent leur meilleure application dans l'étude des rayons cosmiques 1151. Cependant, ils sont encore très insuffisants pour expliquer les rapports L i / 9 ~ e et 7 L i / 6 ~ i observés à la surface des étoiles. En effet, si l'on excepte 7Be aucune des sections efficaces intéres- santes n'a jusqu'à présent été mesurée au-dessous de 40 MeV.

Or les spectres stellaires des particules accélérées sont très riches aux basses énergies où précisément se situent les seuils des réactions concernées, et dans ce domaine d'énergie il est vraisemblable que les rapports isotopiques et les rapports d'éléments (Li/Be) prennent des valeurs autres qu'aux énergies plus élevées.

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C 3 - 142 EL1 GRADSZTAJN Les résultats attendus de mesures actuellement en

cours, entre 10 et 40 MeV à Orsay et vers 40 MeV à Strasbourg, apporteront certainement des éclaircisse- ments aux problèmes abordés plus haut. Cependant, une réaction pourrait avoir autant d'importance que les précédentes dans les processus se déroulant à la surface des étoiles ; c'est la réaction 4He f 4He, men- tionnée par Hayakawa [Il]. Cette réaction ne produit que du lithium (pas de 9Be) :

4He(a, p) 7Li, 4He(a, pn) 6Li, 4He(ci, n) 7Be ^-+7Li .

La section efficace inélastique totale a + a étant de 44 + 3 mb [21] à 38,5 MeV, c'est-à-dire comparable à celle des réactions de spallation. De plus, si la proportion d'alphas par rapport aux protons n'est que de 1/10, l'abondance d'hélium est environ 100 fois plus grande que celle de CNO.

On pourrait ainsi expliquer les grandes valeurs du rapport Li/Be qui atteignent 300 pour les étoiles chaudes (Fig. 5), alors que la valeur maximum obte- nue par spallation est d'environ 20 à 30 (au-dessus de 40 MeV).

Par ailleurs, en ce qui concerne les valeurs de 7Li/6Li observées sur les étoiles froides, quel que soit le mode de production de lithium, la contradiction relevée plus haut ne saurait être résolue sans faire appel à des hypothèses ad hoc. Il semble plus souhaitable à l'heure actuelle, de mettre en cause la validité des observations. En effet, les abondances stellaires sont déterminées par l'intensité des raies du spectre optique.

Or il se trouve, ainsi que l'a montré Grevesse [22], récemment pour le spectre solaire, que les raies du cyanogène (CN) coïncident presque exactement avec celles du lithium. De plus une raie inconnue se place également dans la région du lithium 6 .

Or, si la résolution de l'appareillage permet de sépa- rer ces raies dans le cas du soleil et les modèles d'atmosphère solaire de les interpréter, il n'en est pas de même pour les autres étoiles. Conti et Wallers- tein [4] mentionnent également la possibilité de l'ab- sence de 6Li.

Quant au rapport Li/Be, c'est également en raison d'une mauvaise résolution et de la présence de raies parasites qu'on lui attribuait la valeur maximum de 30.

Cette valeur coïncidait avec celle du rapport de spallation, ce qui semblait confirmer directement l'hypo- thèse de FowIer et al. [2]. Les récentes mesures de Grevesse et Hauge [22, 231 sur le spectre solaire ont ramené l'abondance du béryllium à une valeur dix fois plus faible. Le rapport Li/Be a donc vu sa valeur maximum portée à 300.

11 est donc clair que pour ce qui est d'interpréter

correctement la présence de lithium et de béryllium à la surface des étoiles, il faudra tenir compte des expé- riences de spallation à basse énergie, de la réaction ci-a et obtenir de nouvelles données d'observation, notam- ment sur les étoiles T Tauri. Par ailleurs les données sur la composition chimique du rayonnement cosmique à basse énergie (quelques MeV par nucléon) étant de plus en plus nombreuses grâce aux mesures obtenues par satellites, l'étude de ces réactions devrait apporter des renseignements précieux.

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R. OMNES. - Pourquoi vous intéressez-vous à des énergies aussi élevées ?

E. GRADSZTAJN. - C'est une question pratique. Au niveau des seuils, les sections efficaces diminuent rapi- dement. Par contre, vers les hautes énergies la section efficace ne varie pratiquement pas. Maintenant que les méthodes sont au point, on descend vers les seuils. Je crois qu'à Strasbourg on travaille vers 40 MeV, et à Orsay des mesures sont en cours entre 10 et 40 MeV.

R. OMNES. - Quelles sont les énergies intéressantes pour l'astrophysique ?

E. GRADSZTAJN. - Pour les étoiles, c'est au voisi- nage des seuils qu'il se passe le plus de choses intéres- santes, à cause des spectres décroissants des particules accélérées.

B. PETERS. - Il est très important de mesurer la section efficace du Be'' pour les énergies très élevées de 19 GeV ou davantage, car la durée de vie croît avec l'énergie, et alors on pourrait mesurer la durée de vie

R. CAYREL. - VOUS avez parlé de CN, mais est-ce vraiment à craindre là où les anomalies sont les plus fortes ?

E. GRADSZTAJN. - Oui, car c'est dans les étoiles froides que le CN peut être présent, et c'est justement là que I'on voit du Li6.

R. CAYREL. - C'est donc sur le rapport ~ i ~ / ~ i ' que le CN gêne.

B. PETERS. - 11 y a aussi le problème du fluor dans le rayonnement cosmique et je me demande si I'on a l'intention de mesurer la section efficace de production du fluor à partir du néon.

E. GRADSZTAJN. - Je crois que cela est en cours au California Institute of Technology et à Berkeley.

E. SCHATZMAN. - Les problèmes d'abondances dans les étoiles sont d'une complication telle qu'ils défient toute classification. Il est certain que i'explica- tion des abondances ne peut pas se réduire à un processus unique. C'est un travail extrêmement compliqué que d'extraire un mécanisme physique de l'ensemble des processus qui se passent ou se sont passés et dont l'observatio~i ne fournit que le stade résultant actuel.