HODGSON

Nous allons donner d'une façon détaillée le résultat de nos observations.

On peut voir de suite, d'après les renseignements que l'on possède sur 8pBe , que l'on se trouve dans un cas favorable pour observer le phénomène. D'une part, l'énergie de décomposition de 8Be est faible (du moins dans l'état fondamental), comme diverses expériences l'ont montré ; c'est ce qui rend les trajectoires des deux «x voisines, et permet de les remarquer facilement. D'autre part, la vie moyenne de BBe a été estimée par WHEELER à 10-15 à 10-16 sec. La longueur parcourue par le © Be avant désintégration serait donc de l'ordre de

on CMm.«, en supposant que la vitesse correspond à une énergie d'environ 3 MeV par nucléon, qui est de l'ordre des énergies des paires d'a observées. Cette distance est suffisante pour permettre au BBe de sortir largement de la zone d'influence du noyau émetteur (tout en restant trop faible pour etre observable). L'énergie cinétique des 2 particules X dans le centre de gravité, aura donc une valeur bien déterminée (pour chaque niveau du noyau de ÊBe , du mOfns). Lorsque les trajectoires sont terminées dans la plaque, cette énergie pourra être calculée, ce qui permettra de justifier l'hypothèse faite sur la nature du phépomène observé.

L'énergie des X se déduit immédiatement de leur parcours. Nous avons utilisé la courbe obtenue par STEIGERT, TOOPS et SAMPSON [281 au moyen du calcul et d'observations dans des plaques Kodak NT A (analogues aux Ilford G5), en prolongeant cette courbe au-delà de R=120t en se servant de la courbe parcours-énergie des protons, qui en diffère très peu jusque là.

E, etE, étant les énergies cinétiques des deux « , le calcul

donne immédiatement pour l'énergie de décomposition du 8Be » Qlégale à l'énergie des deux à dans leur centre de gravité) :

LUVCE 4 2 Q= > -, E, E, cos x

à étant l'angle au départ des deux trajectoires.

Lorsque © est faible et FE et FE, peu différents, 11 est commode d'employer la formule approchée

Eee € E, — € Q= ———— (a+ n°) en Aosamk Ne 4 PART L'angle x a été obtenu en mesurant d'une part sa projection ® syT le plan de la plaque (au moyen d'un micromètre à échelles croisées placé dans l'un des oculaires), et d'autre part, les inclinaisons Y,et (, sur ce même plan des trajectoires à leur départ. Cette dernière mesure a été faite au moyen d'une montre micrométrique qui a été adaptée au microscope et permet de mesurer les longueurs dans le sens vertical avec une erreur <l . Pour évaluer ces longueurs (d'où l'on déduit les angles Ÿ ), 11 faut naturellement tenir compte de la contraction des plaques au cours de leur développement. Celle-ci a estimée en mesurant au microscope l'épaisseur des plaques en divers points (en utilisant un objectif à immersion dans l'huile). Une épaisseur moyenne est ainsi obtenue, sur une série de plaques ayant été développées à la fois; en la divisant dans l'épaisseur nominale primitive, on obtient le coefficient de contraction. Celui-ci se trouve compris entre 1 et \ dans les séries de plaques qui ont 2,3 2,8 été utilisées. Sa valeur est assez bien définie, car on constate que l'épaisseur varie de moins de 5% d'un point à un autre des. plaques (sauf très près des bords) et d'une plaque à l'autre dans une meme série de développement.

Nous avons cherché de façon systématique les paires d'a de ce genre sur environ 2.200 étoiles, dont 1.200 d'au moins 7 branches . Nous ntwons noté de façon systématique que des paires dont les deux branches ont une longueur > 50! et pour lesquelles & < 25°, Ces deux conditions réunies signifient qu'on n'a compté de façon complète que les paires correspondant à Q < 1 Mev. Au-delà de cette valeur, d'autres paires ont été notées, mais elles ne représentent qu'une fraction de tous les cas présentés par les 2.200 étoiles examinées. Cette fraction va en diminuant au fur et à mesure que Q augmente . Elle reste certeinement voisine de 1 tant que Q <1,5 Mev.

Si l'on porte en fonction de Q les nombres @e paires donnant Q compris dans des intervalles successifs de 50 Kev, on obtient l'histosramme. de la Fig. &. 11 est possible que les valeurs qui y figurent pour Q compris entre 1 et 1,5 Mev soient un peu trop faibles.

0 en KeV 100 200 300 400 500 600 700 300 400 {000 .

Figure. 8

Noubre de paires d'x observées dans ‘.200 étoiles, en fonction de l'énergie des deux ®X dans leur centre de gravité.

En outre, 5 autres peires donnant compris entre 50 et 100 Kev ont été trouvées sur 320 étoiles d'au moins 7 branches et 250 étoiles de 3 à 6 branches, dans une recherche ne portant systématiquement que sur les paires à Q<200 KeV environ.

La netteté du pic de l'intervalle 50-100 KeV, montre qu'on observe très vraisemblablement des noyaux du E Be émis äans leur état fondamental. L'énergie de désintégration de ce noyau est sen effet bien connue et les valeurs trouvées sont comprises entre 70 et 100 Kev.

On peut renforcer cette conviction ae plusieurs manières :

1°) S'il s'agit de ln décomposition en vol d'unôBe , l'émission des x rapportée à leur centre de #ravité doit &tre isotrope. Or, si l'on note ,pour les 22 paires observées, les différentes directions des deux X par rapport à leur centre de gravité (en prenant pour repère la direction d'émission de ce centre de gravité), on trouve une répartition entièrement compatible avec l'isotropie.

2) On peut également vérifier que les paires observées ne sont pas dues à des coïîncidences, en calculant quel est le nombre de ces cofncidences . Nous avons fait ce calcul en supposant que les à sont s de façon isotrope, suivant un spectre d'éner”“ie donnée par la théorie de l'évaporation nucléaire, et que la proportion des particules

À dans les branches d'évaporation est de — , come cela a été observé psr divers auteurs (notemment PERKINS (29),

Nous avons trouvé que le nombre total d'associations fortuites de particules X de longueur > 50 qui donneraient, si on les supposait

provenir de 8 Be » Un Q compris entre 50 et 100 KeV, serait d'environ

A z pour les 2.770 étoiles que nous avons examinées (au lieu des 22

qui ont été observées je A

= = = = = = = = = et = = = = = = = 7 = = = = = = = = em “=

(1).- Voici comment ce calcul a été fait :

Soit une particule % d'énergie E,+ Pour qu'un autre x d'énergie £ forme avec elle un "faux 8Be" (association fortuite), il doit être tel que : ; ie Dont 0,2 50 KeV < Q < 100 KeV, c'est-a-dire sensiblemert LR +n°< =

La fraction j des particules répondant à cette condition, sera pour chaque valeur de (donc de E) égale à 2 ,/\( étant l'angle 4 T solide correspondant à l'intervalle possible d'après la relation cidessus. ÿ Les angles étant petits, w=2nœalazn À (x°)

. d'où : 4 118104 ne four n Sete à d : 0,1 0,2 en MO CA CUU TE 0,2

Nous admettrons d'autre part, un spectre d'énergie des X donnés par la théorie de l'évaporation, en supposant une température constante,T, au cours de l'évaporation. Ce spectre est, V étant le barrière de potentiel pour les %X ,

Rod Cie

F4 Le (E)dE= à

(suite du renvoi de la page 41).

T et V sont calculés en supposant qu'il s'agit des noyaux lourds de l'émulsion, Àg et Br : on voit aisément que la part des paires fortuites sur les 1.250 étoiles de moins de 7 branches que nous avons examinées est négligeable par rapport à celle des 1.520 étoiles d'au moins 7 branches. Du reste toutes les paires que nous avons observées sont dans ces dernières.

T et V sont calculés en fonction de l'énergie d'excitation initiale du noyau U.

D'après Le COUTEUR [901

VE 0,17 (Z, À, à : charge, numéro atomique et rayon AE du noyau V= 0,9 __1__},: rayon de la particule X )

La + 1+U /200

À Le terme a ie été introduit pour tenir compte de la réduction Re

de la barrière de DStentt ER aux hautes énersies d'excitation,que BAGGE a expliquée par des oscillations de surface.

U est calculé en fonction du nombre 4 de branches d'évaporation de l'étoile.

Nous admettons :

nombre de protons évaporés :

neutrons : 1,35 x .

En tenant compte d'une énergie de liaison de 7,7 MeV pour les protons et neutrons, 3 MeV pour les

Ua LE el Then (Eure (E 48)

A Es “atitse Es pe énergies uoyennes Fa protons, neutrons et ; Égalôs respectivewent àS9.L4+ VE ct byaT EN (V4 étant la barrière

de ue pour les protons).

Les trois dernières formules écrites, complétées par Me

V dr Bi À ER AU J permettent de calculer UV et T .

Nous avons dans ce calcul Z.-541; À-97, valeurs correspondant à un noyau intermédiaire entre Ag et Br ,

Le spectre d'énergie des particules «x étant ainsi déteminé (pour chaque type a'étoiles), nous obtenons la probabilité pour qu'un x fas-

(suite du renvoi des pases 41 et 42).

faux 8Be de longueur z 50F ( E,2 9,5 MeV) sera

(CES 1 “ E-V FA | Ge Me MT PE û de 27 FÉES J(E,) T2 € dE,

Nous trouvons ainsi par les formules ci-dessus pour : nm = 8 N=0,35.107Ÿ

Nous connaissons d'autre part, au moyen d'une Here établie par Melle BOUSSER et MM. DELLA CORTE, JAUNEAU et PEYROU 31 sur une partie des plaques utilisées au cours de ce travail, les nombres relatifs d'étoiles en fonction du nombre de leurs branches. Nous avons d'autre part, déterminés approximativement le variation du nombre moyen de branches d'évaporation, n, en fonction du nombre total de branches. D'où le nombre d'étoiles en fonction den, y (nn), et enfin le nombre moyen de “faux ËBe" par étoile d'au moins 7 branches ; |