Les réactions nucléaires importantes en astrophysique

Les r´eactions nucl´eaires importantes en astrophysique
E. Schatzman
To cite this version:
E. Schatzman. Les r´eactions nucl´eaires importantes en astrophysique. J. Phys. Radium, 1960,
21 (5), pp.361-364. <10.1051/jphysrad:01960002105036100>.<jpa-00236263>
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361.
LES RÉACTIONS NUCLÉAIRES
IMPORTANTES
EN
ASTROPHYSIQUE
Par
E.
SCHATZMAN,
Institut
d’Astrophysique,
Paris.
Résumé.
-
On
examine
les
réactions
nucléaires
importantes
pour
la
compréhension
de
la
pro-
duction
d’énergie
et
de
la
composition
chimique
des
étoiles.
Nous donnons
les
énergies
dans le
sys-
tème
du
centre
de
gravité.
(a)
Les
réactions
des
étoiles de la
séquence
principale
ont
lieu
vers
quelques
keV ;
(b)
les
réactions avec
les
particules
03B1 dans
les
géantes
ont
lieu
vers 80
keV ;
(c)
les
réac-
tions
du
carbone, 12C
(12C,
p)
23Na et
12C
(12C, 03B1)
20Ne
peuvent
être
importantes
à
des
températures
un
peu
plus
élevées,
le domaine
important
d’énergie
étant
situé vers
1,5
MeV. Ces
réactions
sont
importantes
aussi
bien en ce
qui
concerne
la
production
d’énergie
que
le
changement
de
composition
chimique
des étoiles.
Certaines
particularités
de
composition
obligent
à
faire
l’hypothèse
de
réac-
tions de
surface,
vers
6
2014
20
MeV,
conduisant
par
réactions
du
type (p,
n),
(p, pn),
(p,
2n)
à
la
formation de
neutrons,
puis, par
des
réactions
du
type
(n,
p),
(n,
03B3),
(n, 2n)
à
la
formation
d’abon-
dances
singulières
d’élements
lourds.
Un
grand
nombre
de
sections
efficaces
sont
seulement
estimées
ou
extrapolées
depuis
des
énergies beaucoup
plus
élevées.
On
attire
l’attention
sur
l’intérêt
que
présente
pour
l’Astrophysique
la mesure
de
ces
sections
efficaces.
Abstraet.
2014
The
nuclear reactions
which
are
important
for
the
understanding
of
the
energy
production
rate and
the
chemical
composition
of the stars
are considered.
In
the
center of
gravity
system:
(a)
The reactions
in
the
main
sequence
stars
occur
mainly
around
a few
keV ;
(b)
the
reac-
tions
of
alpha particles
in
giant
stars
occur
mainly
around
80
keV ;
(c)
the
reactions of
carbon,
12C(12C,
p)
23Na and
12C(12C, 03B1)
20Ne can be
important
at
temperatures
somewhat
higher,
the
impor-
tant
range
being
around
1,5
MeV.
All
these reactions are
important
either for
energy
production
or
the
change
in
chemical
composition
of
the stars.
Some
pecularities
in
chemical
composition
oblige
astrophysicists
to consider surface nuclear
reactions
in
the
range
6
2014
20
MeV,
leading
through
reactions
(p,
n),
(p,
pn)
and
(p,
2n)
to the
formation of
neutrons
and,
by
neutron
capture
(n,
p),
(n,
03B3),
(n,
2n)
to the
production
of
heavy
elements.
Many
of
the
cross-sections
are
only
estimated,
or
extrapolated
from
much
higher
energies.
The
author
draws attention
to the interest
for
astrophysics
of
the
measurement
of
these
cross-sections.
LE
JOURNAL
DE
PHYSIQUE
ET LE
RADIUM
TOME
21,
MAI
1960,
Des
réactions
nucléaires
extrêmement
variées
se
déroulent
dans les
astres,
ou
à
leur
surface.
On
peut
considérer
que
l’existence
de certaines
de
ces
réactions
est
prouvée,
d’autres au
contraire
paraissent
seulement vraisemblables.
Au
total, on
fait
appel
de
plus
en
plus
souvent à
des
phéno-
mènes
nucléaires
pour
expliquer
toute
une
variété
de
particularités
que
présentent
les
étoiles. Natu-
rellement,
la
connaissance
précise
des
sections
effi-
caces
est
essentielle,
mais on
doit bien
constater
que
dans
leur
immense
majorité
ces
sections efficaces
ont
été
seulement
évaluées
par
le
calcul
et
qu’ainsi
les
expérimentateurs
ont
encore un travail
consi-
dérable
à effectuer
dans
le domaine
des basses
et
des
moyennes énergies.
Réactions
thermonucléaires.
-
Ces
réactions
se
produisent
dans
les
étoiles
à
des
températures
comprises
entre
107
degrés
(dans
le
Soleil)
et
2.108
degrés
(certaines
étoiles
géantes).
L’énergie
cinétique
moyenne
des
particules
est
ainsi com-
prise
entre
1
keV
et
20
keV.
Toutefois
l’énergie
à
laquelle
se
produisent
la
majorité
des réactions
est
sensiblement
plus
élevée.
Dans
le
calcul
du
nombre
de
réactions
se
combinent
la
distribution
Maxwel-
lienne
des
vitesses et
le
facteur
de
pénétration
de la
barrière
de
potentiel,
pour
donner un
terme :
Si
l’on
exprime W
en
keV,
on
peut
écrire :
L’exponentielle
atteint son
maximum
pour :
Nous
nous
servirons
de cette
expression
pour
évaluer
ce
qu’on
peut appeler l’énergie
efficace
des
réactions
thermonucléaires.
Dans
le
cas de
résonances,
c’est naturellement
l’énergie
de
résonance
qui
est
importante.
Pour
qu’une
réaction de résonance
joue
un rôle
notable,
il
faut
d’une
part que
sa section de
choc
soit
assez
grande,
d’autre
part que
l’énergie
de résonance
ne
soit
pas
située
trop
loin dans
la
queue
de
la
distri-
bution
de
Maxwell,
et,
par
conséquent,
ne
dépasse
pas
quelques
kT.
Les
cycles
classiques.
--
Le
cycle
de
départ
est
bien
connu :
il
s’agit
des réactions :
. au
cours
desquelles
2
%
de
l’énergie
totale
dispo-
nible est
perdue par
les
neutri.
La
réaction
1H(p,
P+
v)
2D
a une
très
faible
sec-
tion
de choc et
celle-ci
n’est connue
que
par
la
théorie.
On
trouve
CI
=
10-23
barns
à
1
MeV dans
le
sys-
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01960002105036100

362
tème
du laboratoire.
On
admet
donc
la
valeur
donnée
par
Salpeter
(1952a),
corrigée
par
Bur-
bidge,
Burbidge
Fowler
et
Hoyle
(1957)
(notés
B2FH dans
ce
qui
suit) :
Le
cycle,
au
lieu
de se
terminer
par
des
réactions
entre
noyaux
3He
peut
se
fermer
par
des
réactions
avec
l’hélium :
avec une
possibilité
de branchement
L’importance
de
ces réactions
a été
soulignée par
Fowler
(1958).
La
première,
3He(«,
y)
’Be,
a
été
étudiée
par
Holmgren
et Johnston
(1958)
dans
l’intervalle
d’énergie
0,47
à
1,32
MeV
(système
du
laboratoire).
La réaction
est
importante pour
l’Astrophysique
aux environs
de
20 keV :
l’extra-
polation
de
la
section de
choc
est donc
importante ;
elle
est faite sur
la
base
de la formule :
(1,5
keV
Barn)
(système
du
centre
de
gravité)
=
6E1
exp
(7. 92
E11/2)
où
El
est
en
MeV dans
le
système
du
laboratoire.
Cette
section
de
choc doit
être
comparée
à
la
valeur
relative
à
la
réaction
La réaction
sur
l’hélium ne
peut
l’emporter
que
lorsque
l’abondance
de
4He
est suffisante.
Parmi
les
réactions
dont
la
section
de
choc
est
mal
connue,
il
faut
signaler :
Le
cycle
du
carbone
est
le
plus
classique :
avec
le
branchement
Ces
sections
de
choc
ont été étudiées
par
Fow-
ler
(1954)
au
Kellog
Radiation
Laboratory,
et
de
nouvelles
mesures
ont été
faites
par
Lamb
et
Hes-
ter
dans
le
domaine
100 keV au Livermore
Radia-
tion
Laboratory.
La
question
s’est
posée
de savoir
laquelle
deys
deux réactions
était la
plus
lente.
S’il
n’y
a
pas
de
niveau
de réso-
nance
aux basses
énergies,
la
réaction
14N(p, y)
150
est la
plus
lente. Il
est donc
important
de
décider
si
150 a
un
niveau
d’excitation
dans
le
domaine
7,37 ±
0,03
MeV.
B2FH
(1957)
discutent
en
détail
cette
question.
Un niveau de résonance est
observé
à
278
keV,
et
correspond
à un
niveau
d’excitation à
7,61
MeV.
La
question paraît
actuellement
réglée
par
la
négative.
Les
réactions de
l’hélium.
-
Au
cours
de
l’évo-
lution des
étoiles,
la
température
des
régions
cen-
trales
peut
s’élever suffisamment
pour
que
les
réac-
tions
entre
particules alpha
deviennent
possibles :
Ces réactions se
produisent
vers
108
degrés,
à
des
énergies
voisines de 80
keV.
Hoyle
a
prévu
l’exis-
tence
d’une
résonance
dans
la
deuxième
de
ces
réactions,
correspondant
à un état excité de
12C à
7,70
MeV.
L’expérience
a
montré
que
le
niveau
de
résonance
se
trouvait à
7,653 ±
0,008
MeV
(Références
dans
B2FH).
A
des
températures
à
peine
plus
élevées
(2.108
degrés),
les
réactions
de
capture
de
4He
deviennent
importantes
et
conduisent
à l’édifi-
cation
de
l’oxygène
et
du néon.
On
notera
une
preuve
de la
formation
des
atomes
de
carbone.
Dans des
étoiles
ayant
la
composi-
tion
du
soleil,
l’oxygène
est
plus
abondant
que
le
carbone, et,
à
basse
température
l’équilibre
C +
0
~ CO
est
déplacé
vers
la
droite,
le
carbone
n’apparaît pas
dans
le
spectre.
Dans les
étoiles
froides,
de
type R
et
N,
au
contraire,
à la
suite de
la
formation
de
carbone,
l’oxygène
est
entière-
ment
combiné au
carbone,
et il
reste du
carbone
libre
qui apparaît
dans
le
spectre
sous
la forme
de
C2
et de
CN ;
les
oxydes
métalliques
n’apparaissent
pas
dans le
spectre.
AUTRES RÉACTIONS
AVEC
L’HYDROGÉNE. --
On
est
là
dans un
domaine
de sections
de
choc
médio-
crement
connues.
Cependant,
ces
réactions
ont
une
importance
considérable,
car
elles
permettent
d’expliquer
les abondances
singulières
d’éléments
observés
dans certaines étoiles. Les réactions sur
l’oxygène :
conduisent
à la
formation
d’azote
qui rejoint
le
cycle
du
carbone.
Ces
réactions
se
produisent
probablement
dans
la
région
de
combustion
de
l’hydrogène,
dans les
géantes,
à une
température
de l’ordre
de
40.106 de-
grés.
Les
énergies
impliquées
sont
de
l’ordre
de
50 keV..

363
Beaucoup plus
importantes
sont les
réactions
avec
le néon
commençant
à
2°Ne(p, y)
2lNa.
L’étude
des
niveaux
de
2lNa
a
fait
l’objet
des tra-
vaux
expérimentaux
de
Marion,
Slattery
et
Chap-
man
(1956),
utilisant
la
réaction
2°Ne(d,
p)
21Na.
On
a
trouvé
un niveau
de résonance
à
dont
la
largeur
a
pu
seulement
être
estimée à
0,06
eV
(Marion
et
Fowler,
1957).
La section de
choc,
loin de la
résonance
est :
pour
(E -
Er)
en
eV.
Les
taux
de
réactions
sont déduits
presque
entièrement
d’estimations
(Marion
et
Fowler, 1957).
Le
cycle
se
termine
par :
dont
la
section
de
choc est
également
estimée.
FORMATION
DE NEUTRONS. -
Les
réactions
exo-
thermiques
suivantes
de
formation
des neutrons
ont
été
proposées :
Le
carbone
13C
est
trop peu
abondant
pour
qu’une
quantité
notable
de
neutrons
soit formée.
De
plus,
si
l’on
s’intéresse
à
l’effet
des
neutrons,
l’azote
14N
présent
dans la
région
du
cycle
du
carr
bone
agit
comme
un
absorbant
de neutrons
par
la
réaction
14N(n,
p)
14C.
L’oxygène
1?0
est
peu
abondant,
et
25Mg
n’est
pas
produit.
La
réaction
21Ne(x, n)
24Mg
est
donc
la
plus
importante
du
point
de vue
de
la
formation
des neutrons.
Sa
section
de
choc
est
estimée à
et
le domaine
important
du
point
de
vue
Astro-
physique
est W
=
66 keV.
Ce
mécanisme
de
for-
mation
de
neutrons
est
admissible
(B2HF)
si les
conditions
suivantes
sont
remplies :
(1)
La
formation
de
21 Ne
a eu lieu
avant
épui-
sement
de
1H ;
(2)
14N
est détruit
par
la
réaction
14 N (oc,
y)
18F
avant
le
commencement
de
la réaction
qui
fournit
les
neutrons.
(3)
2lNe
est
brûlé
par
21Ne(x,
n)
24Mg
avant
épuisement
de
l’hélium.
En l’absence
de
valeurs
exactes
des
sections
de
choc,
on
ne
peut
dire
avec
certitude
si
ces condi-
tions
sont
satisfaites. Il
apparaît
toutefois
qu’à
moins
d’une abondance
très faible
ou nulle
de
(C,
N),
la condition
(1)
ne
peut
être
satisfaite.
Seule
la
rencontre
à
haute
température
de
matière
prove-
nant
du
noyau
stellaire
(C,
0,
Ne)
et
d’hydrogène
provenant
de
l’enveloppe
peut
permettre
la
for-
mation
de 21 Ne en
quantité
suffisante
pour
la for-
mation
de neutrons.
Le
problème
devra être abordé
sous
deux
angles
différents,
(1)
détermination
exacte,
à
partir
des
données
dé la
physique
nucléaire,
des
conditions de
formation
de
neutrons,
(2)
étude
de
modèles stèl-
laires
permettant
la
réalisation
de ces
conditions.
CAPTURE
DES
NEUTRONS.
r---
L’observation
d’abondances
singulières
à
la
surface de
certaines
géantes rouges (notamment
le
technecium
dans
les
étoiles
S)
implique
la
formation
d’éléments
par
capture
de neutrons
thermiques.
Les
étoiles
pourraient
alors
comporter
une
zone
convective
profonde
s’étendant
depuis
la
surface
jusqu’à
une zone
centrale chaude.
Les courants de
convection
pourraient
alors
transporter
jusqu’à
la
surface les éléments
produits
à
l’intérieur
par
cap-
ture de
neutrons. Nul doute
qu’une
certaine
quan-
tité
de
spéculation
est nécessaire
à l’heure
actuelle
pour
combiner
l’observation
d’abondances
singu-
lières
avec
les
mécanismes
imaginés pour
décrire
la
formation
de
ces éléments. Si la
suite
de
réac-
tions
conduit à un
régime
stationnaire,
les
éléments
les
plus
abondants sont
ceux
qui
ont la
plus petite
section de choc :
essentiellement
les
noyaux
avec
50,
82
et
126
neutrons :
(Cameron, 1955) ; (Fowler,
Burbidge, Burbidge,
1955).
Ceci
paraît
bien
correspondre
aux obser-
vations
astronomiques
d’étoiles
à
Zirconium
(Zr
0),
à
Baryum,
Lanthane,
Praséodyme,
Cerium
(t
Ca-
pricorne).
Le
Technecium
99Tc serait
produit
au
cours
des
réactions
.
Réactions thermonucléaires
du
carbone.
-
Cameron
(1959),
a considéré
les réactions
comme une
source
possible
d’énergie
des
étoiles
après
épuisement
des
ressources
en
hélium.
Les
protons
et
particules
oc
produites
permettent
la
formation
de
13C
et de
neutrons
en
quantité
sufli-

364
sante
pour
la
formation
des
éléments
lourds.
La
destruction
du
carbone
se
produit
à
partir
de
450.106
degrés,
ce
qui
correspond
à
une
énergie,
dans
le
système
du centre
de
gravité,
de
l’ordre
de
1,5
MeV. L’ensemble
des réactions
est
très
compli-
qué
et
a
fait
l’objet
d’un
calcul
numérique
impor-
tant.
La
présence
d’une
petite
quantité
initiale
d’éléments
moyens
(au
voisinage
du
fer),
conduit
à la
formation
d’une
abondance
d’éléments
lourds
dans
une
proportion
1 000
fois
supérieure
à
l’abon-
dance
normale.
Il
est
possible
que
ces
réactions
permettent
d’éviter
les difficultés
que
rencontre
la
théorie
du néon.
AUTRES
PROCESSUS
DE
FORMATION
DE
NEU-
TRONS.
-
L’observation
dans
le
spectre
d’étoiles
A
et
F
particulières
d’abondances
exceptionnelle-
ment
élevées
en
lanthane,
cerium,
etc...,
pose
un
problème
difficile,
car
ces
étoiles,
du
point
de vue
de la
structure
interne sont
normales,
et
ne
peuvent
être le
siège
des réactions
évoquées
plus
haut.
Burbidge,
Burbidge
et Fowler
(1958)
ont
sug-
géré
de
faire
appel
à des
réactions à
la
surface
de
oes
étoiles,
au
cours de
phénomènes
imitant,
à
une
plus
grande
échelle,
les
éruptions
solaires.
Si au
cours de
phénomènes
un
peu
analogues
au
Pinch,
des
protons
sont accélérés
jusqu’à
quelques
MëV
des
réactions
d’échange
du
type
peuvent
avoir lieu.
Les bilans
d’énergie
pour
les
réactions
qui
parais-
sent
importantes
sont
les suivantes :
Il
semble
d’après
Fowler,
Burbidge
et
Bur-
bidge
(1955b), (1958),
que
ce
mécanisme
fournisse
assez
de
neutrons
pour expliquer
la
formation des
terres
rares.
On
aurait,
en
premier
lieu,
formation
de
deutérium
par
capture
de
neutrons,
par
la
réac-
tion
1H(n,
y)
2D.
Le
deutérium
ainsi
fourni
pour-
rait
réagir
ultérieurement,
avec des
protons
de
moindre
énergie
(W 6MeV),
pour
donner des
neutrons
suivant
la réaction
1H(d,
n)
21H. La for-
mation
d’éléments
lourds
se ferait
alors
essentiel-
lement
par
des
réactions
(n,
y),
le
deutérium
étant
détruit
trop
vite
pour
que
des
réactions
(d,
p)
puissent
jouer
un
rôle.
Le cas
particulier
du
chrome et
du
manganèse
a
conduit
G.
R.
Burbidge
et
E.
M.
Burbidge
(1958),
à
étudier
les
réactions
(n,
p)
et
(n, 2n)
se
produisant
sur
le fer
et les
éléments
voisins
du
fer.
Au
total,
une
fraction
de
quelques pour
cent
serait transformée
en
Cr
et
Mn.
Ces
réactions se
produiraient
à
partir
de
neutrons
d’énergie
assez
élevée
(supérieure
à 6
MeV).
La
difficulté
de
trouver
des
réactions
produisant
des
neutrons
de
si
grande
énergie
a conduit
Burbidge
et
Burbidge
à étudier
les réactions
(p,
pn)
(p,
2n),
pour lesquelles
il
suffit
d’avoir
des
protons
d’envi-
ron
20 MeV.
Elles ont
l’avantage
de fournir
en
même
temps
les
neutrons
nécessaires
à
la forma-
tion
d’éléments
plus
lourds.
L’ABONDANCE DES
ÉLÉMENTS.
---
On
trouvera
dans B2FH
une étude
détaillée
des
processus
rapi-
des,
par
irradiation
par
neutrons.
Ces
processus
jouent
probablement
un
rôle
important
dans
l’explosion
des
Supernovae.
Nous
y
renvoyons
le
lecteur.
Conclusion.
-
Un
grand
nombre
de
réactions,
nucléaires
sont
importantes pour
l’Astrophysique
soit
qu’elles
contribuent à
la
production d’énergie
des
étoiles,
soit
qu’elles
interviennent
dans
les chan-
gements
de
composition
chimique
des
étoiles. Elles
se
situent
presque
toutes dans
le
domaine
d,es
basses
énergies,
et
leur étude
exige
une
extrapola-
tion
des
quantités
mesurées.
Les
résultats de
ces
études
seraient
d’une
grande
importance
pour
l’Astrophysique.
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(1)
Noté
B2FH
dans le texte.
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