FEU K

| Par conséquent, dans la courbe des nombres de fragments observés en fonction de Cos 0 , le milieu (Cos@-0) doit etre relevé d'un facteur

ee =1 3 par rapport aux extrémités {Cos 0 = * 1).

Le forme des histogramies des Fig. 11 et 12 sera donc légèrement modifiée, mais peu : les deux valeurs de l'intervalle central-05< cos 0 < 0,5 sont à relever par rapport aux deux autres d'une quantité inférieure à 304, sans doute de l'ordre de 15#. Nous croyons inutile de trecer le nouveau graphique correspondant +.

2) Comparaison de la répartition angulaire des fra ents avec celles des autres branches d'étoiles.

Cette comparaison pourra, dans une certaine mesure, nous guider dans l'essai d'interprétation des résultats précédents.

a) Particules . Nous avons noté la répartition angulaire de 154 particules © , prises dans des étoiles d'au moins 7 branches à proton primaire, de types est de dimensions analogues à celles contemnt les fragments. Nous avons laissé de coté les particules © d'énergie inférieure à 16 MeY ( € < 4 MeW)-

Ces particules comprennent :!

a) 68 trajectoires terminées dans l'émulsion. Leur identification est facile (aspect, lacunes, rayons &£ }), et la mesure de l'énergie est immédiate. |

. b) 66 trajectoires sortant de l'émulsion. Nous n'avons gardé,parmi elles, que celles dont l'aspect montre qu'il ne peut, en aucun cas, s'agir de protons. Certaines, cependant pourraient à la rigueur correspondre à des noxaux plus lourds (2 > 4), mais leur proportion est faible, étant donné la rareté des fragments par rapport aux © « |

L'énergie de ces traces a pu être en général estimée, du moins dans certaines limites, par le comptege des rayons à et des lacunes (étalonnsge pour ce dernier point sur une vingtaine de particules de diverses longueurs terminées dans l'émulsion).

D'autres distinctions dans ces 134 X sont à faire :

a) 64 représentent tous les à identifiables de 220 étoiles à proton primaire prises au hasard (étoiles d'au moins 7 branches). Les 70 autres sont tous des X d'étoiles spéciales (le plus souvent ayant un fragment lourd, 2 roles présentant une trajectoire longue d'©X terminée dans l'émulsion).

b) 97 particules à font partie d'étoiles à primaire sûr $ les autres sont dans des étoiles à primaire seulement probable.

Ces diverses catézories présentent toutes des répartitions analogues entre elles, aux fluctuations normales près.

Nous donnerons simplement ci-après les résultats globaux

16<E < 40 Mev

40 <E < 60 Mey 60 < E < 100 Mev

Ô représente toujours l'écart angulaire réel fait avec le primaire prolongé, Ë l'énergie cinétique totale de la particule ©.

On remarque aussi une concentration vers l'avent, qui augmente avec l'énergie. Mais cette concentration n'apparaît que vers E - Mev (£=-10 MeV). Au-dessous de cette énergie, la répartition paraît être sensiblement isotrope. (Un certain ‘“#ffet latéral" paraît se manifester sur les © autour de 30 ïeV, mais 11 se dégage mal des fluctuations possibles).

PERKINS, sur des © d'énersie moyenne d'environ 10 MeV, trouve une répartition isotrope.

Correction géométrique. Un calcul analogue à celui fait pour les ST ae rnioreticns suivantes :

Cos 0 =*+ 1 : 100 % Cos ÊÜ = O0 : 170 *

D'où le relèvement nécessaire du centre (Cos Ê-0) par rapport aux

FE extrémités (Cos p="T 1) t— =1,35 soit 35%.

= EBO —

Sur l'histogramme, les intervalles centraux seront à relever par rapport aux intervalles extérieurs d'environ 20% .

Rapprochons d'autre part, nos résultats de ceux, meilleurs, de SÔRENSEN, qui portent sur 239 particules x d'au moins 45 HeV terminées dans l'émulsion; les nombres d' X observés par SÛRENSEN, sont :

45 < E < 70 Mev

E > 70 Mev

La concentration vers l'avant est, ici aussi, très nette. La première ligne montre même une collimation sengiblemuent plus marquée que celle résultant de nos mesures, pour cette énergie (2ème ligne du tableau de nos résultats). 11 est vrai que les limites d'énergie sont un peu plus élevées. Nous estimons cependant que le seuil à partir duquel l'anisotropie devient sensible est d'après cela plutot un peu inférieur à 40 HeVs

b) Protons. Nous désignerons dans ce qui suit du terme "protons" toutes les particules de charge € donnant lieu à des branes noires ou grises, On sat, en fait, que ces partciles contiennent ne certaine proportion de <H ou SH, surtout parmi les branches noires (30% d'après LE COUTEUR 30] ), mais bass dans les branches g£rises

HOANG TCHANG FONG, JAUNEAU, MORELLET [49] BRUCKKER et POYELL [49]; ces dernières doivent, en outre, comprendre un Certain nombre de mésons lents, impossibles à identifier lorsque la trace est trop courte. 11 peut également, parmi les branches noires surtout, se trouver quelques particules o{ rapides non repérables pour la même raison. Malgré tout, fl est certain que les protons produisent la w jorité de ces branches.

Différents auteurs ont déjà étudié la répartition angulaire Ges protons dans les étoiles. L'indication de ces ais est donnés,par exemple, dans Progress in Cosmic Ray Physics L45]), Les résultats sont les æivants :

1) isotropie des protons de moins de 30 MeV (dans le système du noyau mis en mouvement par le choc du primaire);

2) pour les traces #rises, nous donnons ci-après les résultats de CAMERINI et al.l%l ( les nombres de traces sont des valeurs relatives)

- pl -

CosÔ -1 =0,5 0,5 60 à 130 MeV 85 58 95 240 130 à 280 Mev 65 90 150 390 280 à 500 MeV 30 30 60 240

Afin de compléter ces résultats, et dans un but de comparaison avec les répartitions trouvées pour les fragments lourds, nous avons cherché la répartition angulaire de 425 protons d'énergie allant de 4 MeV à 110 MeV 3% la moitié environ est relevé dans une partie prise au hasard des étoiles à fragment; l'autre moitié est mesurée dans des étoiles sans fragment à prèton primaire, dont les dimensions et types sont répartis à peu près comme œux des étoiles à fragment.

Les branches de ces différentes étoiles sont prises sytématiquement, en éliminant : \

a) les branches (terminées ou non dans l'émulsion) correspondent à une énergie probable < 4 MeY ;

b) les branches d'ionisation < 3 I, ( E > 110 MeV); c) 1es branches d'inclinaison >45° ; d) les branches plus courtes que 50",

Pour chacune, l'écart angulaire réel par rapport au primire est mesuré, et l'énergie estimée de façon plus ou moins approchée. Cette : estimation a été faite :

1°) Par comptage des grains,lorsque c'est possible. Lorsque la densité des grains n'est pas trop forte (moins de 4 fois le minimum), on peut admettre qu'elle est proportionnelle à l'ionisation. Celle-ci est directement reliée à le vitesse de la particule. Le calcul de cette

fonction, par la formule de BETHE-BLOCH, a été faite pour les plaques G5 par Cl. MABBOUX, et nous avons utilisé ces résultats.

Un étalonnage a été fait d'autre part, pour les fortes densités de grains (environ 5 à 6 fois le minimum), sur des mésons et des protons longs terminés dans l'émulsion ; pour de telles valeurs, le comptage ne peut etre que très approximatif.

20) Au moyen des lacunes. Au lieu d'employer la méthode utilisée par e xemple par HOoDGSON:{81] consistant à mesurer les longueurs additionnées des lacunes, nous nous sommes contentés de compter ces lacunes, opération plus rapide, et qui suffisait ici, le but proposé étant

non pas de mesurer véritablement l'énergie, ue is de classer les protons en quelques catégories, suivant les valeurs de l'énergie.

Un étalonnage a été fait dans chaque série de plaques sur une trentaine de protons terminés dans l'émulsion, de longueurs diverses allant de 500! à 6.000 . On peut ainsi estimer -;:2 l'énergie d'une trace qui sort de la plaque avec une erreur parfois considérable, lorsque la longueur est courte, maïs qui permet néamoins de classer les protons suivant leur énergie avec un faible pourcentage d'erreurs.

Lorsque les traces sont inclinées à plus de 25° environ.- sur le plan de le plaque, le comptage des lacunes perd son sens : non seulement les lacunes courtes sont masquées, mis leur nombre est probablement plus faible, par suite du tassement de la trace du à la contraction de l'émulsion.

Malgré tout, certrines indications ontpü &tre obtenues en comparant la fréquence des lacunes sur des fins de protons et de mésons de diverses inclinaîsons. |

Au total, la proportion de protons pour lesquels la classification est douteuse est assez faible (de l'ordre de 15%) . Nous avons donc préféré compter même ces cas douteux, de facon à rester dans le caïre d'un choix systématique :. Les erreurs ainsi introduites ne peuvent pas modifier les résultats de plus de 1OK av grand maximum.

Les résultats sont les suivants, sur 426 protons :

4 < E < 25 MeV .74 56 57 81

25 < E < 50 MeY ii 15 20 41 tenter tes nettes tnt tal tete —————

50 < E <110 Me cfaté 6 19 38

La correction géométrique, compte tenu des conditions imposées dans le choix des protons et de la répartition en inclinaison des primaires, conduit aux majorations suivantes :

Cos 0-1 ll: 18 & Cos Ü = O0: 64% .

Le centre de la courbe de répartition en fonction de Cos® doit donc étre relevé par rapport aux extrémités de ,1:64 1,4 soit de 40% À 18

et les chiffres des colonnes centrales du tableau précédent par rapport à ceux des colonnes extreèmesa d'environ 20% «

Nos résultats confiruent donc entièrement ceux des autres observa-

teurs ci-dessus mentionnés, en les complétant dans la zone d'énergie intermédiaire (30 à 60 MeV).

3) Résumé des observations sur la direction d'émission.

Nous rassemblons dans le tableau suivant les répartitions des particules de diverses charges et énergies déduites de nos observations, une fois appliquée la correction géométrique. Les chiffres sont calculés pour un total de 100 dans chaque catégorie. Nous les faisons suivre des répartitions déduites des résultats des autres observateurs cidessus mentionnés; ces dernières doivent être considérées comre meilleures dsns ‘les domaines correspondants, car elles portent sur des trajectoires plus nombreuses .

cos Ô Nature EF ,en Mev -l -0,5 (e) 055 x à LE ne on Fa hi 2 |. 25 |. 2 | 28 Protons 26-50 | Mis | 25 ||.

nuo | à, |. nl 18 | 6& SISDIENCARS LETTRE LS UNS TRE DE 22 Particules X 7 40-60 PA 22 ans 730 28 80-100 | NAIL SEVEN CE 48 Dot: 20-50 | vo CS PEAU 4 te fOpo00 | 5 | 7 | 28 60

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