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Employées depuis plusieurs années, les nouvelles émulsions photographiques nucléaires mises au point par les Maisons Ilford et Kodak ont fourni un excellent moyen d'étude des désintégrations des noyaux sous l'action des particules de grande énergie . Ces particules peuvent être obtenues dans les grands accélérateurs ou provenir du rayonnement cosmique.

Les puissants éclatements des noyaux de l'émulsion que l'on observe ainsi (et qu'on désigne sous le nom imagé d'étoiles) sont déjà bien connues. La plupart des Fe ab des morceaux ionisants de l'éclatement (ou “branches” de l'étoile) correspondent à des particules de charge e (protons, mésons) ou moins souvent 2 (particules x )}. On s'est aperçu ensuite que de temps en temps ces désintésrations donnent des fragments plus lourds, noyaux. de -charge

> 3e pouvant, dans certains cas, aller jusqu'à 10e. La fraction la plus énerzique (et la plus intéressante) de ces fragments ne se manifeste pas pour des particules incidentes ayant ]les énergies d'environ 3 à 400 MeY que l'on peut atteindre avec les grands accélérateurs actuellement en service. 11 faut des énergies plus grandes, qui seront bientôt données d'ailleurs par les puissants bévatrons construits aux U.S.A. Ceux-ci fourniront un moyen d'investigation parfaitement adapté. à l'étude de ces fragments lourds rapides des étoiles Mais jusqu'à présent, seul le rayonnement cosmique fournit les projectiles assez rapides pour provoquer ce phénomène avec une probabilité suffisante.

Le premier de ces, fragments lourds qui ait été identifié de façon certaine est le Li , reconnaissable par la trace caractéristique en forme de marteau que donnent ses produits de désintégration; ce phénomène a été signalé et interprété, la première fois,

par OCCHIALINI et POWELL 4, et étudié ensuite par divers auteurs

(FRANZINETTI et PAYNE GI, PICKUP et VOYVODIC > HODGSON [&,ete...).

D'autres fragments lourds ont été signalés ns les étoiles par HODGSON et PERKINS (ST, BONETTI et DILWORTH (6l, BLAU, BLOCH et C7]

RAFE

Une anslyse plus détaillée de ce phénomène a été donnée ensuite par PERKINS 8] en ce qui concerne les fragments d'énergie modérée, et

par SÔÛRENSEN [es] Ro) pour les fragments énergtques et surtout les particules «x rapides qui paraissent résulter d'un processus analogue. Ces deux auteurs ont montré la difficulté qu'il y avait à expliquer l'expulsion de ces morceaux du noyau, avec des énergies parfois considérables, qui dépassent souvent larsement l'énergie de liaison des nucléons qui les composent, et aussi l'énergie qui peut leur etre communiquée

par la barrière de potentiel du noyau émetteur. Les essais d'explication qu'ils donnent ne sont pas toujours concordants, mais ils montrent bien les différents aspects du problème et les diverses possibilités,

et nous nous référerons fréquemment à leurs travaux.

Nous avons cherché à compléter ces observations par l'examen d'un certain nombre de fragments énergiques des étoiles. L'ensemble de ces observations et de celles des auteurs précités ne nous permettra malheureusement pas de donner une interprétation sûre de ce phénomène curieux. Notre conclusion comportera encore de nombreux points d'interrogation. Ce pendant, nous pourrons éliminer un certain nombre de possibilités, et faire quelques suggestions.

Plrn de l'exposés

Dans une première partie, nous étudierons les méthodes d'observation des fragments lourâs : comment on les identifie, comment on peut estimer leur charge et leur énergie. Ces méthodes sont basées principalement sur l'observation des rayons Ô »s et nous commencerons par une étude de l'utilisation des rayons Ô adaptés aux buts que nous nous proposons, étude comportant un calcul de la densité des rayons Ô et un étalonnage expérimental. Ces résultats seront ensuite appliqués à l'étude des trajectoires des fragments lourds, trajectoires à à nombreux, mais distincts, et trajectoires épaisses en forme de “poignard"

Une autre catékorie de fragments sera ensuite examinée, celle des fragments instables. Elle nous conduira à une assez longue digression dans un domaine de faible énergie, avec une mesure de l'énergie de décomposition de Be, et une étude de quelques associations angulaires dans les branches d'évaporation des étoiles.

La deuxième partie traite du mécanisme d'émission des fragments Nous étudierons d'abord les divers caractères de cette émission, en particulier sa probabilité en fonction du type de l'étoile contenant les fragnents, puis la répartition angulaire des fragments autour de‘la direction de la particule fncidente. Nous cherocherons ensuite à interprêter ces résultats, en examinant spécialement l'hypothèse d'un mécanisme par simples collisions, et en comparant les caractères de l'émission qu'il pourrait provoquer avec les résultats des observations:

Ce travail a été effectué au Laboratoîre LEPRINCE-RINGUET à l'Ecole Polytechnique. Les plaques utilisées sont des plaques Ilford G5 de 200 microns d'épaisseur. Elles ont été exposées au rayonnement

cosmique à grande altitude au moyen de ballons-sonde, à des pressions résiduelles allant de 25 à 60 gr/cem2 (correspondant à des altitudes de 20 à 25.000 mètres).

Quatre lots de plaques ont été utilisés. Les trois premiers vols ont été effectués depuis la station météorolozique de Trappes par une équipe du Laboratoire de l'Ecole Polytechnique, sous la direction de M. Paul FERRAND suivant une technique mise au point dans ce laboratoi-

re. . Le quatrième lot a été envoyé en haute altitude aux Etats-Unis, srece aux soins obligeants du Professeur Marcel SCHEIN.

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