SU D

SAS UE) Li) 0,75

Ste) 3,6 | 0,06

£29 | 46 (16-26-3) 3 12 0,96 39 [17 (153- 3-0) 3 (3-4) 8,7 (8,7-9,2) : — 0,84 31 [16 (10- 3-53) 3 probsble 10 (8-15) 0,92 32 | 23 (14- 8-0) De, 7 (6-2) 0, 42 53 [12 ( 9- 2-0) het. 6,2 - 0,72 34 [ 20 (15- 4-C) = pb 5,8 0,45

Lee n°€ 6,8, 17, 18, 20, 24, 26 et 31 correspondent à des étoiles à neutron primeire probable - La valeur de ces Ÿ est alors epproximative.

CLASSE : B (partieule x primaire)

N Ftoile

X (li- 5-1) 2 (15- 5-2) 2 ( 7- 3-1) 3 (15- 5-4) ©

ODIOcnRB C1 10

CLASSE : C (primaire non repéré)

Etoile

10OOMeEMHONMO

Au total : Classe A, 64 fragnents )

E FE 6 ré n cos

8 (6410) 8 (7-9) 0,66 7 (7-8) 16,1 ( 0,94 6 (5-7) 4,4 (4-4,5) - 0,97 5 (5-6) 73% (7,3 -8,2) 0,968 5 (4-5) B,5 (7,2 -8,5) - 0,97 5 (4-6) 4,4 (3,8 -4,8) "LOT 5 (4-5) 10 5 -(9,5#119 - 0,15 4 15 Leo 4 8,1 0,98 4 (4-5) 8,8 (8,8-10,5) 0,93 4 (4-5) S Bale Di A à 0,6

4 (4-5) 5,2 (5,2-6,2 ) . 0,05 4 (3-€) LD SIDE RTL) 0,34 4 (Be) 4 0,33 jé va ie 4,8 - 0,71 À co 4,8 0,35 rs 4,1 0,85 . Ù Pa | 3: 0,36 a ( ” en - 0,73 CN de ) Do us 0,99 A El 2 55 0,85 sh 19 2,7 - 0,41 3 16,4 0,74 9 15 (14-17) 0,24 3 12,8 0,93 3 (3-4) 1£ (10-17) 0,86 3 (3-24) 2 (7-8,5) 0,93 3 (3-41) 6,6 (6,6-7,7) 0,52 3 (3-4) 4,4 (4,4-6,2) 0,59 3 probæle 14 C,81 à " 21 (9-15) 0,64

|) 98 fregments Classe > SA ÀA7FS119 )

Classe B

Classe GC

À — PROBABILITE L'EMISSTON des Le SUIVANT Le TYPE de * ETOILE

L'ensemble de ces particules à été trouvé dans l'examen d'environ 2,000 étoiles d'au moins 7 branches, auxquelles il feut ajouter environ 750 étoiles de 3 à 6 branches. Elles sont réparties dans 4 séries de plaques ayant été exposées à haute altitude su cours de différents vols, dont le plafonnemant sont les suivents :

1ère série : 5 heures à woins de 61 gr/cm2

2 ème série :1/2 j: L TAB: E6 gr/cm* 3ème série : 1 : # " de 31 gr/cm* AU série : 131 0 /# Ce ds 30 er/tn”

Pour trouver la lrésuense des trements dans les étoiles de différents types, nous avons utilisé la statistique établie par Melle F, BOUSSER et WM. DELLA-CORTE, JAUNEAU et PEYROU (1), au laboratoire de l'Ecole Polytechnique, qui donne les nombres totaux des étoiles de le :èwe série de plaques que nous avons utilisées en fonction du nombre

de branches au minimum d'ionisation ("blanches") et des autres branches {“noires" plus ‘"grises"}),

Les 4 séries n'étant pas identiques au point de vue des vols, les proportions des étoiles de différents types ne sont pas partout les mêmes que dans cette 2ème série. À défaut de données permettant de faire les corrections nécessaires, nous avons adopté ces proportions. Les courbes de vols sont mselgré tout suffisament snslogues pour que les erreurs introduites : ient relativement faibles. Nous avons d'ailleurs ajouté aux résuliots da cette statistique ceux relatifs à 90 étoiles de la 1re série que ous svons exeminées à ce point de vue, et qui donnent des proportions ti1ès semblables.

1) Remarque préliminaire.

Une première constatation s'iapose : les fragments sont très rar dans les petites étoiles : un seul cas (étoile à 6 branches) dans les

750 étoiles de 3 à 6 branches examinées, contre une proportion d'un fragment pour 15 étoiles d'au moins 7 branches.

En faisant dans chaque cas le bilan des charges, on voit que sur les 136 fragments, trois (ont deux Z="3 probable") pourraient à la rigueur provenir d'un noyau léser de l'émulsion (oxygène). Mais d'après

Melle MANFREDI NI [41] 50” des étoiles ayant 5 branches molles au plus proviernént des noyaux lourds (Âget Br); cette proportion ne peut qu'augmenter notablement lorsqu'il ne s'agit que d'étoiles à 5 ou 8 bronches molles, comme les 3 étoiles en question. Il est donc assez probsble que ces frazments proviennent aussi de noyaux lourds.

Nous ne pouvons pas en conclure que l'émission de fregnents par des noyaux légers est rigoureusement impossible, Cependant, on peut affirmer que sa probabilité en tout ces très faibel, comparée à celle de l'émission par noyaux lourûs { de l'ordre de 1/100 au plus, par noyau frappé).

Bien entendu, ceci n'est vealeble que pour les fragments assez énerriques auxquels nous avons torné notre étude : énergie par nucléon > 2,5 MeV, ou mieux, énergie cinétique totale > 20 MeV. A des énergies plus basses, on trouverait eu contraire bon nombre de fragments lourds dans les petites étoiles, comme cela 6 été signalé notamment par

æopason [4] pour BBe, et par HARDING [42] au moyen de l'étude des

noyaux de recul dans les étoiles des plaques. Ces fragments lents sont en général les résidus de l'évaporaticn partielle de noyaux légers :le u£canisme de leur fonction est donc entièrement différent et bien plus

facile à concevoir. Les expériences de COURTENAY - #RIGHT 43] faites

av moyen du cyclotron de Berkeley, mettent aussi en évidence cette distinction: en étudiant la formation de ÊBe par bombardement (au uoyen de protons et de deutons) de cible de diverses masses atomiques, il oserve une forte diminution de la section efficaces lorsque À augmen— te, avec une sorte de palier atteint pour A=20. Ces nombreux 8 Lv formés dans les éléments lésers seraient des résidus d'évaporation.

2) Résultats concernent les fragments.

Soient n le nombre de branches “noires" d'une étoile g " Lai Li " FENTE ges" Lu Li

D n n n n tblanches" " "

La répartition des 136 fragments observés est la suivante :

5-à 10 20 à 22 ne HR OUN ea ETS RE | RAA TE ET nr PRE RTE Fo pre pa ne ONE ENTRE MRC Pre

Divisons ces nombres par les nombres d'étoiles (d'au moins 7 branches) qui ont été observées dans chaque catégorie. Ces derniers sont obtenus approximativement en admettant la proportionnalité aux résultats des statistiques ci-dessus mentionnées.

On obtient ainsi le tableau suivant, donnant le nombre probsble des fragments sur 100 étoiles, dans chaque catégorie (l'erreur englobe l'erreur probæble sur le nombre des étoiles) :

j Ra os Do DRE 2 3 Total 5-10 |2,4%.0,8 | 0,88 + 0,55 | 1er0,6 13 "ls teen) AUS 745 : | 241,8 | RENNITE Mad ir GMle à tt BU TER Pas: > 20:-l:: ‘607 367 |ns RTS MINS MARS SS

On constate la très rapide augmentation de la fréquence des frag-

ments avec la dimension de l'étoile, phénomène que PERKINS a ésalement signe é. Cette augmentation est beaucoup plus rapide que celle GES c est-à-dire que le nombre de fragments émis par branche d'étoile aug mente lui-mme fortement avec la taille de l'étoile.

Par contre, 1 influence des particules de HE paraît faible, sinon nulle. La décomposition des résultats ci-dessus suivant toutes les valeurs individuelies de D ne montre rien de plus net. Ce résultat confirme les observations de FERKINS et de SÜRENSEN. IL aura son impor-

tance dans les tentatives d'explication de l'émission des fregments. < Cependant, il semble bien que dans les assez petites étoiles ( 5 à 10 branches molles), la présence de particules de #ferbes (mésons) défavorise un peu l'émission des frapments. ÉTAT IR de la probabilité d'émission est encore plus rapide pour #>3 que pour Ÿ-0,1 ou 2. En décomposant d'autre part, les résultats précédents suivant le charge ou l'énergie des framents émis, on trouve des répartitions très analogues, qui ne font apparaître aucune différence marquée de comportement entre fragments lourds et moins lourds ou lents et rapides. Il en est de même si on les sépare d'après la nature du primaire de l'étoile (Chsses À et C). Ê

3) Comparaison avec les résultats analogues concernant les particules <

I1 peut être utile de comparer le comportement des fragments à celui des particules à, en ce qui concerne la fréquence d'émission suivant le type de l'étoile.

Nous avons dans ce but examiné 256 étoiles d'au moins 7 branches, prises au hasard, et noté les trajectoires produites par les particules ée cherge 2, en nous bornant à celles correspondant à une énergie 225 MeV snviron pour une particule © + (Un minimum de l'énergie probrble peut. souvent etre déterminé au moyen des rayons Ô , même si la trajectoire sorte de la plaque).

Nous avons ainsi noté 98 varticules à de 25 MeV au moîins. Elles ne constituent pas la totalité des a d'au moins 25 MeV âans les 256 étoiles exeminées, car elles ne comprennent pas ceux qui n'ont pu etre icentifiés de façon sûre, par suite notamment de leur forte inclinaison.

En divisant les nombres de ces «x par ceux des étoiles de chaque type (évaluées comne pour les fragments), nous obtenons, pour chaque catégorie d'étoiles, les fréquences d'émission de particules repéra-

bles d'énergie > 25 “eV.

(en nombre de particules X pour 100 étoiles) :

5 à 10 20+86 DES 18 TE 11 à 15 28 +14 78 + 45 40 +.15 16 à 20 76+ 30 50 + 40 70 125

Ste 0 125 + 85 250 + 170 180 + 85 Total 3216 55 + 17 38 + 6

Ce tableau présente en gros, les mêmes traits que celui des fraaments. On retrouve notemment le fait que l'augmentation avec LL est ‘plus rapide pour D>3 que pour &=0,1 ou 2.

Pourtant, en plus des valeurs naturellement plus grandes des fréquences, on remarque une différence : l'ausmentation de la probabilité

d'émission avec m+a est moins rapide que pour les fragments :; environ 2 fois plus rapide ie celle de n + lui-meme, au lieu dé 4 fois pour

les fragments.

Nous n'avons pas relevé un nombre suffisant de particules x lentes (ncins de 25 MeV) pour dire quel est leur comportement à ce point de vue. On srrive d'ailleurs là au domaine des branches d‘évaporation, d'un caractère tout différent.

4) Recherche d'une influence spéciale du nombre de branches “noires"ou "grises °

Essayons de voir si la forte croissance avec le nombre de branches non relativistes (nmn+g ) de la fréquence d'émission des fragments est liée plus spécialement à l'ausmentation de nn ou de Y »

Nous avons dans ce but regardé 4350 étoiles d'au moins 7 branches, prises au hasard dans les première et deuxième séries, et noté pour chacune 1 et 9 ÿ puis nous avons comparé la répartition obtenue avec celle des étoiles à fragment lourd.

Nous avons afnai tracé, pour chaque espèce, les courbes donrmnt la moyenne de & en fonction de n (courbes I et II, Fig. ©)

et la moyenne de n en fonction de æ (courbes 1 et 2, Fig. 9):

O—— Floiles à fragment

Ovmsss Sans

ee. Ffoles à fragment, n englobant & char ge du Fragment

D) (D) ÿ moyen en fonchon de n COMICS

9 pour les

en fonction de n ,et nn moyen en fonction de

étoiles avec et sans fragment.

4 moyen

L'inflexion brusque de la courbe Z, dans la zone des petites étoiles, provient de ce que nous n'avons pris que des étoiles & au moins 7 branches. Elle n'a aucun sens physique.

Les erreurs sont calculées, pour chaque point indiqué, en divisant

par VA 1'éqart quadratique réellement observé sur les qdes fpétoiles de l'intervalle correspondant de n (ceci pour les courbes”I et Il; q et n “sont interchangés pour les courbes l1 et 2 }).

Prenons par exemple les courbes 1 et 2, Comme nous l'avons vu, le nuage de points représentatifs des étoiles sans fragment est comparativement plus dense dans la zone des petites étoiles que le nuage des étoiles à fragment. Si cette différence n'était due rer et que la fréquence des fragments était indépendante de K , les deux courbes 1

et 2 seraient malgré tout confondues. Leur écart montre que la probabilité des fragments augmente avec nn, et de facon marquée.

De même,en comparant les courbes I et II, on constate que ces courbes, pratiquement confondues pour n grand, se séparent de façon appréciable pour rt < 12 environ, ceci d'une quantité nettement supérieure aux écarts statistiques. Cela prouve que la probabilité d'émission d'un fragment n'est pas non plus uniquement fonction de "ù, mais augente également avec 4 . En particulier, nous n'avons observé que 2 fragnents

sur 136) dans des étoiles sans branches grises (6 et 8 branches), alors que 39 étoiles normales sur 450 représentent ce caractère.

On pourrait penser que l'écart entre les courbes I et II provient non pas d'une influence de 4 , mais du fait qu'en cas de fragments émis, plusieurs branches &d'évaporation sont en réalité confondues dans ce fragment (si celui-ci est émis âu cours de l'évaporation). Nous avons, dans ce but, tracé la courbe donnant d moyen en fonction de n-n +2Z-1 Z, étant la charge du fragment (courb8 III de la Fig. 9). On voit que cette courbe est également nettement différente de la courbe II,située au-dessous pour les grandes étoiles, et malgré cela au-dessus pour les

petites. L'influence simultanée de nn et de q paraît donc mnifestes

A titre de vérificetion, nous avons tracé les courbes donnant 4 moyen en fonction de 14, pour les étoiles avec et sans fragment (rig. 10). Ces 2 courbes sont pratiquement supsrposées, ce qu'il fallait attendre si c'est bien le nombre global de. branches (autres que celles

au minimum d'ionisation) qui importe pour l'émission des fragments,sans qu'il s'agisse plus particulièrement des noires ov des grises.

Nous reviendrons plus tard sur les divers résultats qui précèdent, lorsque nous chercherons l'explication de l'émission des fragments.

Figure. 10.

pan} juoubes) 2 S2/10]7

moyen en fonction de #g,pour les étoiles

avec et sans

fragment .

5) Sections efficaces.

a) Résultats déduits des présentes observations. Ne pouvant observer les fragments de faible énergie, nous ne pouvons pas calculer des sections efficaces globales de production des fragments.

Si l'on se borne aux plus énergiques, on peut l'estimer approximativerent. A partir d'une énergie totale E de 40 “eV, on peut admettre que les frasments sont résu rement observés, lorsqu'ils ne sont pas Fos inclinés sur le plan de la plaque (ceci aussi bien pour les

poignards que pour les traces à nombreux Ô .

| Nombre de fragments observés avec E > 40 MeY : 108, sur 2000 étoiles d'au moins 7 branches.

Correction géométrique, pour tenir compte des frasments manqués par suite de feur inclinaison (calculée d'après le répartition effectivement observée de cette inclinaison, et en supposant l'émission isotrope) : multiplier par 1,5.

En admettant en première approximation que la section efficace de production des étoiles est égale à la section géométrique du noyaul44 on trouve une section efficace GG de production de fragments deZ 73 et de E 7 40 KeV, par les particules incidentes produisant des étoiles

d'au moins 7 branches en heurtant les noyaux lourds de l'émulseion :

F0 1,5 x 4,25 banns © 0,11 bas.

Ceci représente une valeur globale. On peut chercher à se faire une idée de la façon dont 6, varie avec l'énergie de la particule {pçidente en ge servant d'une corrélation établie par CAMERINI et al .(45 entre le nombre de branches d'une étoîle et l'énergie E, du primaire. £n utilisant, en outre, les résultats précédants donnant le nombre probable ds frasments dans 100 étoiles, pour dif'érentes valeurs de + > On trouve, en se bornant toujours aux fragments d'énergie supérieure à 40 MeVf

pour FR 300 eV, nt moyen < 4: G,= 0 a Se UF = 7: % = 0,035 barns CHE 0: Be (1 D nes = 15: 6 = 0,09 ge ÉMSLO *MeT, PU 18" (= 0,21 .

Er =20 ke, 01 = 25: = 0,8 "

11 est probable que lorsque continue à ausmenter, , atteint un palier +

Ces valeurs sont, bien entendu, très approximatives.

D'après les tableaux ci-dessus des fragments observés, la réparti

tion de ces fragments suivant Z se ferait grossièrement de la façon sulvante :

Z= 3 LAO + 714 Z are ( 17 + 4) # es Zt= 5 ( 20 + 5) # Z2=6 ‘ (1ll1+4)#% 227 (12, +, 4) #2

- Rappelons qu'il s'agit toujours seulement de fragments d'énergie totale 240 MeV. Dans les fragments de moindre énergie, 11 est probable que la proportion des Z élevés est plus faible.

La proportion relativement basse des 7-4 par rapport aux Z -5 est liée sans doute au fait qu'on n'observe presque pas de 8pe de plus de 40 MeV. Ceci provient peut étre de ce qu'à partir d'une certaine énergie, ces BBe sont plus souvent émis dans un état excité. Dans ce cas, la paireix correspondante est largement ouverte, et est en général, difficile à repérer. Nous avons mentionné précédemment 5 paires d'cx qui pourraient provenir de 8Be excités à 2-3 MeV : ces noyaux seraient émis avec des énergies de 50 à 80 MeV:

b) Comparaison avec les résultats obtenus par d'autres obser-

1) Plusieurs mesures de sections efficaces d'émission de fragments lourds ont été faites en bombardant diverses cibles au moyen de

protons (ou deutons) accélérés au synchrocyclotron à des énergies de 200 à 350 MeV, et en décelant les fragments radioactifs formés (8Li,

7Be, Me, 18F, na, ep x), [4 Cas] [7] [a]

vateurs.

Des sections efficaces de l'ordre de 10-5 barns ont été trouvées, pour chaque isotope radioactif. Aucune comparaison valable ne peut etre établie avec nos résultats : l'énergie du primaire est beaucoup plus faible, et le mécanieme de formation n'est, en général, pas le meme, car les produits observés sont sans doute ici souvent émis avec une faible énergie, comme ré&idus d'une évaporation partielle des noyaux de la cible.

2) PERKINS dans les étoiles des plaques, trouve des fréquences de fragments par étoile croissant de 20% pour Le À 06 à 1504 pour NMia=-20 environ; compte tenu de la correction géométrique, nos valeurs correspondantes seraient 7% et 70% environ.

La différence s'explique sans doute par le fait que PERKINS observe, sans les manquer, des fragments à partir d'une énergie plus faible que nous, grâce à l'emploi des plaques C2 . Aucune comparaison sure n'est donc possible. Toutefois, on remarque que l'augmentation avec Le est du même ordre.

3) En ce qui concerne : Li , deux comparaisons sont possibles : a) ans des conditions de géométrie analogues aux nôtres ,

PICKUP et voyvonrc lt? observent 14 marteaux d'au moins 50F de long

(E > 20 MeV) dans 4.000 étoiles d'au moins 6 branches . Nous avons trouvé 7 marteaux dans 2.000 étoiles'd'au moins 7 branches.

11 y à donc accord. En multipliant par un facteur de 1,3 pour tenir compte des ËLi sortant de la plaque, la fréquence est de 0,45 par étoile d'au moins 7 branches.

b) HODGSON [a] trouve un résultat analogue dans les étoiles

dues aux noyaux lourds ‘de l'émulsion. La fréquence des 8L i augmente d'environ 0,3% à 20% quand n (nombre de branches moires) va de 6 à 20. 60% des °L &, d'autre part, ont une énergie 2 20 MeY, ce qui réduit les chiffres précéäents à environ 0,2% et 12%. Ces résultats sont entièrement compatibles avec ls fréquence moyenne de 0,45% ci-dessus-trouvée.

La section efficace correspondante est 6 = environ0095 barns. : . [9] 4) Nous pouvons comparer avec les résultats de SORENSEN les

probabilités d'émission de particules “rapides, d'énergie totalez> #5 MeV (limite inférieure de l'énergie des x étudiés par SORENSEN).

Cette comparaison ne peut d'ailleurs donner qu'une indication,car nous n'avons noté que 40 d'énergie > 45 MeV dans une recherche systématique sur les étoiles d'au moins 7 branches (le nombre correspondant de SORENSEN était d'environ 350).

On obtient les chiffres suivants, pour la fréquence des % rapides sur 100 étoiles :

pour WW +a— 5 à 10 + 11 à 15 16 à 20 > 20

SÛRENSEN (chiffres

approximeatifs âé-

duits des résul- | tats publiés..... 7 18 - 40 70

Kos résultats.... 8 16 17 86 La similitude est très nette. Nos résultats doivent en réalité être

multipliés par 1,7 pour tenir compte des corrections géométriques nécessaires. (11 est possible qu'il en soit de memes des chiffres de SORENSEN)

B - CHARGE des FRAGÿENTS, SUIVANT le TYPE de l'ETOILE «

Nous tirons de le liste complète das frasments, les tableaux suivants donnent les nombres de frarmments de Z, > 5 et Z-3 ou 4 observés dans chaque catégorie d'étoiles. Nous y ajoutons à titre de comparaison le tableau correspondant relatif aux 98 particules @ que nous. avons observées:

Fragments de Z>5 dde Ge CU PACE > Ÿ ‘ Total 5 à 10 5 () 5

TRS GIE CR POSE RUE es Sole 44

ETS NES ee De 1

120 | , à 50 Ko AR 5 PS Lo Tel

re Con SE DID NE 1 took bd 50

Praguente de MAN mous | 78. | To 5 à 10 16 Fr 18

ny Non is) cm ie le PE

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FrbonL al Püeisp up {leu Amen Et di le Particules % nm DNA O,1 ou 2 7 9 Total

lies, a ec VE se à

ENS RETZ CINE | eme ou nt gt

Dé co] muutie: est Ari pre one OP

FE ET DIRES A + OR Fe

Des dhemetiomel 5e | is

La comparaison de ces tableaux montre nettement que la prédilec-

tion des frasments pour les #randes étoiles est d'autant plus marquée que Z est plus élevée

En revanche, les étoiles à n+a<15 et à # > 3 (comprenant notamment les gerbes accompagnées d'assez peu de branches molles)

araissent être peu favorables à la naissance de fragments très lourds: en noyaux de be et Li en sortent déjà un peu plus souvent, les particules © encore plus-

Nous reviendrons plus ioin sur le sens que l'on peut domer à ces différences:

C — ENERGIE des FRAGMENTS SUIVANT le TYPE de l'ETOILE.

Si on calcule la moyenne de l'énergie cinétique E des fragments pour chaque type d'étoile, on trouve les résultats suivants en MeV :

n+4 Se 0,1 ou 2 AE Total

STRrOe ee Fr ne (e CS As: Ve Le FAT ASE sg TITRES CARTE TU TETE pa VDO RG Pal SOS ENTEI sr ssage (Per à Re el die So PAR RL eg OP

J1 ne paroît donc pas y avoir de corrélation importante entre l'énergie du fragment et le type de l'étoile, L'énergie moyenne res- {te sensiblement la meme quelles que soient la taille de l'étoile, et le nombre de particules au minimum d'ionisation.

Une recherche analogue sur l'énergie par nucléon des fragmnts (et non l'énergie totale) donne la meme absence de corrélation.

Un résultat analogue a déjà été trouvé par SORENSEN pour les © rapides : la distribution des différents types d'étoiles contenant des à rapides est sensiblement le meme pour E > 70 leY et pour 45<E<70 MeV:

D - DIRECTION d'EMISSION des FRAGMENTS:

Nous arrivons 1ci à la particularité la plus ourieuse des fragments lourds des étoiles.

l) Résultats concernant les fragments.

Si nous reprenons les 98 fragments des. classes À, et À, (étoiles à proton primaire) et portons le nombre de fragments observés dans chaque intervalle de Cos Ô ( O0 étant l'écart angulaire du fragment par rapport au primaire prolongé), on obtient les graphiques de la Fig. 11,établis pour 3 domaines de l'énergie cinétique par nucléon du

E fragments, Er ;

L'histogramme en traits interrompus donne la répartition pour les 65 fragments des étoiles à primaire sur (Classe À, ). On voit que les répartitions des 2 classes À et À, ne sont pas essentiellement différentes, ce qui pemet de penser que la plupart des primaires de la classe A sont effectivement des primaires. Nous ne noue préoccuperons donc plus, par la suite, de cette distinction.

LS L'isotropie correspondraît dans ce graphique à une droite horizonale. s

Si l'on établit maintenant des graphiques analogues pour différentes valeurs de l'énergie cinétique totale E du fragment, on obtient la Fig. 12.

Le nuage de points de la Fig. 13 donne les valeurs individuelles de E et cos Ô des 98 fragments de la Ciasse A.

On remarque la forte concentration des fragments vers l'avant. Cette concentration est d'autant plus accentuée que l'énergie des fragments est plus grande. Mais elle reste sensible meme au-dessous de

E —50 Meÿ (ou € = 5 MeV). Il semble qu'il feille descendre en tout cas au-dessous de E-30 “eV pour que la répartition devienne à peu près isotrope. Haîis dans ce domaine d'énergie, les fragments que nous avons observés sont trop peu nombreux pour qu'on puisse voir si cette isotropie existe.

SORENSEN, sur 15 fragments d'énergie © 90 MeV, a ézcalement noté une préférence pour les directions descendantes. Sur 6 fragments d'étoiles à primaire connu, Cos Ü moyen — 0,48.

Les résultats de PERx In Le. portent sur un plus grand nombre de fragments. La comparaison exacte avec les notres est malaisée, car PERKINS observe, non pas l'écart angulaire 0 , mais sa projection sur le plan de la plaque. Cet angle est d'ailleurs compté souvent, non pas avec le primaire prolongé, mais avec la verticale descsndante(plaques exposées à 3.300 m)+

De façon approximative, la répartition trouvée ressemble pour

| Pour & < 10 MeV, par contre (plus exactement pour f3< 0,14 c'est-à-dire £ < 0,1 MeV), PERKINS trouve un effet latéral marqué : la direction la plus probable est vers le coté et Tésérement en avant

( Y = 60 à 90°); par contre, l'intervalle=0 à 30° (avant) est cinq fois moins probable, et ne l'est pas plus que Ÿ =150 à 180° (arrière).

280$ Eure

cos Ô

A MOST 2: oo 0,5 1

S<E<10 MeV

ë cos À

c4l DS (e 0,5 “| £ >10 MeV