x 0,6 x 12005 cofneidences

au lieu des 13 observées entre Q0-450 st (- 800 Kev«

La différence, sans être ausei nette que pour le Be fondsams ntal, est malgré tout sensible.

On peut se demander s1 l'effet observé, ne provient pas en réalité de ce que le nombre de ooîncidences pour un intervalle | Q &onné

50 KeY par exemple) augmente avec Q, comme il est facile de le voir. Mais en plus de la différences qui subsiste entre les nombres observés et calculés:, on ne peut pas expliquer par des cofncidences la diminution du nombre de paires que l'on observe au-delà de 800 KeV. Il est vrai qu'audelà d'une certaine valeur de Q des paires ont pu n'eétre pas comptées, à cause de la valeur trop grande de X + Mais la proportion en est certainement très faible jusqu'à (=-1000 KeV .en tous cas. Nous estimons donc que l'accumulation observés reflète probablement un phénomène véritable, qui ne peut etre que i'émission d'un noyau instable se désagrégeant en vol.

S'il s'agissait de BBe , Ces noyaux devraient être émis dans un état excité à 500 ou 600 KeV. Ce niveau n'a jamais été observé, et son existence, 81 peu au-dessus .du niveau fondamental, paraît peu probable.

11 se peut que le noyau émis se décompose non en 2, mais en 3 particules. 11 s'egirait dans ce cas d'un °Be excité = ŸBe — x + à + N + Q?.

L'énergie © des deux âans leur centre de gravité pourrait alors Pets avoir toutes les valeurs allant de O à Q’. Si on admet arbirairement que le maximum de ce spectre continu correspond à peu près au

ER an

cas de l'émission des 3 particules dans 3 directions faisant 3 entre-

elles, on voit qu'il se trouve vers Q= + Q’ « Les paires observées se-

raient donc compatibles avec un tel spectre continu se terminant vers Q’=900 KeV, avec maximum vers 600 KeV.

Partant de cette hypothèse, on peut calculer le niveau du IBe qui donnerait cette décomposition, avec Q':900 KeV. On trouve, en prenant les masses des noyaux indiqués par LI, WHALING, FONLER et LAURITSEN [55] un niveau excité à 2,47 MeV.

Or, un niveau du ŸBe à 2,42 MeV a été trouvé par Van PATTER et BUECHNER [36] par l'étude de la réaction 116 (d ,x). La théorie en a été donnée par MULLIN et GUTH 37 » qui considèrent .ŸBecoume formé d'un néutron soumis au champ d'un “Be. Ce niveau serait en réalité un doublet € . S ù hp à spin totaux — et — , à énergies très voisines.

On peut voir que ces états ont très peu de chances de 8e désintégrer en deux particules,suivant 9he __, BBe +N°

En effet, la conservation de la parité impose dans ce cas, au neu-

tron de partir dans un état D (ceci aussi bien pour l'état de départ D 3,

que Ds, )

Cette réaction n'aura une probabilité appréciable que pour une énerglie du neutron grande (plusieurs MeV au moins). Elle est donc très peu probable dans le cas envisagé, où l'énergie du neutron serait 0,75 MeV.

aura de préférence la décomposition en 3 particules, donnant un specre du s#enre de celui qui est observé.

Nous admettons donc qu'une partie des paires d' œx (plus de la moitié) observées dans la zon8 Q= 450 à 800 KeV peuvent provenir de noyaux de Be émis avec une excitation de 2,45 MeV environ. Mais les cas observes ne sont pas assez nombreux pour qu'on puisse l'affirmer

* de façon certaine.

b) Niveaux supérieux du 8 Be + Au-delà de Q —1.000 KeY, aucune recherche systématique sur des paires de particules à n'a été faite. Cependant, plusieurs paires ont été notées, donnant Q-1,5, 2,2 . 2,8 » 3,9 et 5 MeV. Les longueurs des trajectoires -vont de 100 à 950 FE . Bien qu'on ne puisse pas être certain qu'il ne s'agisse pas de gimples coïncidences, il se peut que ces paires correspondent à des

Be Émis dans les états excités de 2 à 4 MeY environ, états bien connus, et qui sont enparticulier : responsables des traces en w rteaux.

ec) Observstion d'un 166 instable. Avant de quitter les paires d'a , signalons Îe cas d'une étoile où 2 paires duss au BBe fondament al sont émises dans la même étoile, les 4 particules à s'arretant dans l'émulsion. Les énergies cinétiques des BBe sont 28,3 et 27,9 MeV; ils fon£ un angle de 37° entre eux. Si l'on suppose qu'il s'agit d'un noyau Q excité se désintégrant en deux 8Be , on trouve pour l'énergie e an (ts on de ce noyau 5,6 * MeV. Les masses donmant 2 Sos 0=14,65 eV, le niveau supposé de 166 se situerait à 20,252 1 Hey.

Perkins [8] a observé un cas analogue, donnant un niveau à 22,85 MeV. Cette valeur est en meilleur accord que le notre avec le niveau qui ê été observé par NEASON [6len 1937 au moyen de la réaction *N (d,n)-°%, niveau situé vers 23,9 MeV avec une décroissance rapide à droite, et lente à gauche jusqu'à 20,7 MeV. Néanmoins, comme la mesure de l'angle . des deux 8 Be n'est pas très précise, 11 est pessibie que ces 2 paires correspondent malgré tout à l'émission d'un 160 dans cet état excité.

5) Indications sur d'autres associations angulaires possibles.

D'autres associations de branches voisines terminées dans l'émulgion ont été exnminées. 11 semblerait ainsi exister les associations

suivantes :

.1°) cet proton. En supposant qu'il s'egisse de ji sas Q; Q

peut être évalué par la formule

8 CCE D 0 7. FE) 5 2 RDS

où É. est l'énergie du proton, E ,l'énergie par nucléon de la particule à , x l'angle au départ des deux trajectoires.

Un meximum paraît exister pour Q compris entre 40 et 130 KeV. Ca maximum ne Dee. à aucun niveau de ©|i. Si l'on suppose qu'il s'agit de ôLi —»>X##H+N , on trouve qu'il s'agirait d'un niveau excité à 3,9 MeY *+ Un tel niveau n'est pas connu.

2°) et H . Dans de telles paires, la particule de charge 1 st en moyenne deux fois plus longue que la particule % . Si on suppose os 1H 4 047 on aurait

8 E +E Q= — (best ies ©) UE * Coh À }

E, et E, étant les énergies par nucléon des deux particules. On observe un maximum relatif entre Q=500 et Q-=-800 KeV. La valeur moyenne, 5650 Ke, correspondrait à un niveau de Li à 2,1 MeV environ.

Or, 11 existe un niveau à 2,187HeV observé dans la réaction ?Be (ppa)°Li

ré cette concordance, il paraît peu prob#ble que l'on observe véritablement ici une décomposition 6Lia+2H « &n effet, en assimilant 6L4 à un ensemble de 2 particules, à et . h , le niveau à £,187 MeV ne peut etre que le premier niveau, soît -S (par analogie avec la théorie du deutéron). Il est donc pair et de spin O. Au 2ème membre,

a et 2H son pairs; la conservation de la parité impose donc un moment orbital © pair. Or, d'après la conservation du moemnt angulaire, on aurait di (spin du °Lretbai=0 , spin du “H=1). La réaction envisagée n'est donc théoriquement pas possible.

D'ailleurs le nombre de paires observées dans les deux cas cidessus décrits n'est pas suffisant pour que l'on puisse égarter de façon certaine les cofnciäences (12 paires observées dans chaque cas).

Aucune conclusion ne peut donc en être retirée pour l'instant. Il faut se contenter de signaler ces cas comme de simples possibilités.

11 est bien probable que divers noyaux instables sont émis dans les étoiles et pourront peu à peu etre identifiés au moyen de leurs produits de désintégration. Certains ont du reste déjà été sisnalés :

PERKIAS [8] a observé 3 cas de °Be-»8Be + LH et deux cas où 12 0 —} 3 &X + HODGSON(S91 à sigrialé un exemple curieux qu'il attri-

bue à 81, lh+ 454, l'énergie de réaction étant presque nulle.

PET UE fr

DEUXIEME PRASO'R LE

LES FRAGMENTS LOURDS dans les ETOILES

Dans toute cette première partie, nous avons considéré les fragments lourûs comme des individus {solés, et vu comment l'on parvient, avec plus ou moins de sûreté, à mesurer leur charge et leur énergie.

Nous allons maintenent les replacer dans leur cadre, l'étoile dont ils font partie, et tôcher de voir comænt se produit leur émission.

Parmi les différents chercheurs qui ont observé ces fregments lourds, PERKINS a déjà signalé la difficulté qu'il y a à expliquer l'expulsion de fragments rapides , d'énergie nettement supérieure à celle correspondant à la barrière de potentiel du noyau émetteur Il cherche cette explication dans un processus de fission, tout en admettant que ce mécanisme ne peut conduire à l'émission des fragrents les plus rapides parmi ceux qui sont observés. SORENSEN mentionne le même difficulté en ce qui concerne les x rapides des étoiles, dont le mécanisme d'émission est sans doute le meme que celui de ces fragments. Nous allons voir quelles sont les conclusions que l'on peut tirer de l'observation d'une centaîne de ces freements.

Nous examinerons principalement

2°) la direction de cette émission, par rapport à celle de la particule incidente. =

CLASSIFICATION des ETOILES à GMENTS + LISTE des FRAGMENTS .

A = CLASSIFICATION SUIVANT la NATURE du PRIX!IRE.

Une première remarque s'impose. Lorsqu'un noyau lourd du rayonnewent primaire cosmique heurte un noyau de la pla ue, on observe fréquemment dans l'étoile ainsi produite, une trace correspondant à un fragus nt lourû rapide, faisant souvent un angle assez faible avec le primaire. Ce fragment est un résidu du noyau incident, ralenti par la collision, et ayant perdu un certain nombre de nucléons arrachés par un choc direct, ou évaporés:.

Nous avons cherché à éliminer entièrement les fragnents de cette nature, dont la production est facile à expliquer. Pour cela, et également pour étudier la direction d'émission par rapport à la particu-

1e incidente, nous avons observé principalement des fragments dans les étoiles à primaire de charge Z=1 (qui comprennent surtout des

protons primaires ; mails aussi sans doute quelques mésons 7 )}. Nous mettrons à ces fragments l'étiquette de la classe A.6)

La classe A comp rend 99 fragments.

Elle a été divisée elle-même en deux, À, et A, A, comprere nt

les étoiles à primaires sûr (ou pratiquement sûr), et ‘À, celles à primaire seulement probable.

Le criterium pour la classe À, est le suivant : le primaire est considéré comme sûr s'il est la seule branche au minimum d'ionisation de l'hémisphère supérieur. #n outre :

1) pour les étoiles à 3 traces au minimum, ou plus, émises dens l'hémisphère inférieur, le prolongement du primsire doit se trouver dans la pyramide qu'elles délimitent.

(1).6Nous désignerons souvent par la suite du terme "primaire" la particule incidente qui provoque la désintégration .I1 est entendu que ce terme n'implique aucune hypothèse sur l'origine de la particule. -

2) S'11 y en a deux, ce prolongement doit se projeter sur le plan des deux traces entre ces dernières, et ne pas s'écarter de plus de 30° de ce plan.

3) S'i1 y en a une seule, elle doit faire 30° au plus avec le primaire prolongé. En outre, le primaire doit se trouver en gros en fade de la moyenne des traces dites "#rises" (c'est-à-dire d'ionisation

< 6 fois minimum, tout en étant supérieur à ce minimum).

4) S'il n'y a pas de traces au minimum émises, le primaire doit remplir cette dernière condition relative aux traces "grises". Il est impossible de la préciser davantage, car il faut attribuer aux traces grises un poids d'autant plus grand que leur ionisation est plus faible.

. L'hypothèse d'un primaire de Z>2 a été écalement examinée. On a cherché dans ce but les traces d'ionisation ésales à 4 fois le minimum (par comptage de grains), ainsi que les traces plus ionisantes dont la longueur trop.courte ne permet pas de dire si on a affaire à un proton émis (le plus probable), ou un noyau lourd incident (qui, sur une longueur suffisante, se reconrm Îtrait par le scattering très faible, ou les reyons 8 pour Z > 5). Si une ou plusieurs traces de ce #enre existent dans l'hémisphère supérieur et "en face" des branches rapides émises, l'étoile n'est pas retenue dans la Classe À; en principe.

La Classe À, (primaires probables, dans quelques cas même douteux) comprend surtout : |

1°) des étoiles.ayant une seule trace au minimum d'ionisation dans l'hémisphère supérieur, mais dont l'orientation générale n'est pas nettement indiquée par les branches émises ; |

2°) des étoiles ayant 2 ou plus de 2 branches au minimum dans l'hémisphère supérieur, le choix du primaire étant fait par la disposition des particules rapides émises;

3°) des étoiles où une ou plusieurs branches de l'hémisphère supérieur pourraient, à la rigueur, correspondre à un primire de Z 2 2,

Bien entendu, ces définitions ne sont pas absolues : ainsi une étoile à 2 branches au minimum vers le haut peut etre mlsré tout de la classe À, st l'une d'elles est en face d'une gerbe de mésons bien nette. Par contre une étoile répondant aux conditions de la classe À, sera cependant ‘classée en À, siæn centre ne se trouve pas très loin de la surface de l'émulsion, ou du verre de la plaque, ce qui rend possible à certaines traces au minimum d'ionisation d'échapper à l'observation.

Cette classe À, contient également 8 cas d'étoiles à neutron primire probable. Ce sont des étoiles où aucune branche ne peut correspondre à un primeire lourd, et dans lesquelles la direction du neutron incident est suffisamment bien définie par les particules rapides émises.

Le verticale est connue par la position du paquet au cours du vol. Les plaques étaient disposées verticalement de sorte que la verticale est dans le plan des plaques. 11 est probable que les oscillations du paquet sont faibles au cours du plafonnement en haute altitude.

Une classe B comprend 7 cas de fragments observés dans des étoiles produites par une particule X rapide (4 fois le minimum d'ionisation).

Dans la classe C , qui comprend 31 fragments, nous avons des étoi-

les sans primaire repérable, qu'il soit au min. d'ionisation ou plus Tourd. Corte Se eonte comprend donc sans doute un mélange d'étoiles & neutron primaire, à primaire de Z > 2 non iüentifiés, ou meme quelques

cas de protons primaires ayant échappé à l'observation.

Les fre ents observés dans les étoiles à primaire lourd ({ > dé

identifiés ont été systématiquement laissés de coté.

B — DEFINITION du TYPE des ETOILES.

Nous avons examiné le type de chaque étoile où fizure un fragment, en notent le nombre de branches de chaque nature. On sait que les étoiles comprennent en gros 3 catégories de trajectoires, suivant la valeur de leur fonisation I (minimum â'ionisation : I, ).

1°) Traces au minimum d‘'ionisatioh : I=I. . Nous les appellerons, pour abréger, "traces blanches".

2°)"Treces grises " : I,<I< I, ; la valeur limite adoptée va de 51], à 101, environ suivant les auteurs.

3° )"Traces noires": Less

Les premières sont en grande majorité (80% au moins, probablement environ 954 [40] ) des mésons créés dans le premier choc du primaire sur un nucléon, et sans doute également, lorsque le primaire est très énergique, dans les premiers chocs de la cascade nucléoni que qui en résulte dans 18 noyau par collisions successives.

Les "traces grises" sont surtout les protons de cette cascade nucléonique (2ème phase); il s'y ajoute quelques 7H et SH , et sans doute, quelques mésons TN lents. Ces traces sont dirigées en majorité vers l'avant.

Les "traces noîres" sont les produits de l'évaporation nucléaire, 3ème phase. Elles sont isotropes dans le système du noyau.

Nous n'avons pas pris de limite fixe pour la séparation des "traces blanches" et “£srises'", Cette limite varie un peu avec la longueur de la trace ; elle est d'autant plus voisine de |, que la trace est plus longue.

Elle reste en tous cas < 1,31.

Pour la limite L séparant les 2rises des noires, nous avons pris environ 6,2 I, , qui correspond à 40 MeŸ pour un proton, Cette limite n'est pas définie avec exectitude. L'ionisation est estimée par un comptage rapide des grains (qui ne peut être que très approximatif, pour une densité aussi forte), et par l'observation des lacunes; le repérage a été fait sur des protons terminée dans l'émulsion. Pour les traces fortement inclinées sur le plan de la plaque, seule une appréciation grossière peut être faite. Malgré les écarts sui en résultent sur les proportions de grises et noires dans Chaque étoile, les résultats statistiques conservent leur valeur.