Les réactions nucléaires importantes en astrophysique

Les réactions nucléaires importantes en astrophysique
E. Schatzman
To cite this version:
E. Schatzman. Les réactions nucléaires importantes en astrophysique. J. Phys. Radium, 1960,
21 (5), pp.361-364. <10.1051/jphysrad:01960002105036100>. <jpa-00236263>
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Submitted on 1 Jan 1960
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LE JOURNAL DE
PHYSIQUE
LES
ET LE
RADIUM
TOME
RÉACTIONS NUCLÉAIRES IMPORTANTES
Par E.
Institut
EN
21,
MAI
361.
1960,
ASTROPHYSIQUE
SCHATZMAN,
d’Astrophysique,
Paris.
On examine les réactions nucléaires importantes pour la compréhension de la proRésumé.
duction d’énergie et de la composition chimique des étoiles. Nous donnons les énergies dans le système 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 réactions 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 réactions de surface, vers 6
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’abondances 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.
-
2014
The nuclear reactions which are important for the understanding of the energy
Abstraet.
production rate and the chemical composition of the stars are considered. In the center of gravity
(a) The reactions in the main sequence stars occur mainly around a few keV ; (b) the reacsystem:
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 important 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 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.
2014
2014
Des réactions nucléaires extrêmement variées
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 phénomènes nucléaires pour expliquer toute une variété
de particularités que présentent les étoiles. Naturellement, la connaissance précise des sections efficaces 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 considérable à effectuer dans le domaine des basses et
des moyennes énergies.
Si l’on
exprime W en keV,
on
peut écrire :
se
Ces réactions se
Réactions thermonucléaires.
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 comprise 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 Maxwellienne des vitesses et le facteur de pénétration de la
barrière de potentiel, pour donner un terme :
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 distribution de Maxwell, et, par conséquent, ne dépasse
pas quelques kT.
Les cycles classiques.
Le cycle de
bien connu : il s’agit des réactions :
--
départ
est
desquelles 2 % de l’énergie totale disponible est perdue par les neutri.
La réaction 1H(p, P+ v) 2D a une très faible section de choc et celle-ci n’est connue que par la
théorie.
On trouve CI
10-23 barns à 1 MeV dans le sys-
. au cours
=
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 Burbidge, Burbidge Fowler et Hoyle (1957) (notés
B2FH dans ce qui suit) :
était la
est la
si 150
cycle,
au
a un
niveau d’excitation dans le domaine
B2FH (1957) discutent en détail
7,37 ± 0,03 MeV.
cette
lieu de se terminer par des réactions
entre noyaux 3He peut se fermer par des réactions
avec l’hélium :
Le
plus lente. S’il n’y a pas de niveau de résobasses énergies, la réaction 14N(p, y) 150
plus lente. Il est donc important de décider
nance aux
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.
Au cours de l’évoLes réactions de l’hélium.
lution des étoiles, la température des régions centrales peut s’élever suffisamment pour que les réactions entre particules alpha deviennent possibles :
-
avec une
possibilité de branchement
L’importance de ces réactions a été soulignée par
(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’extrapolation de la section de choc est donc importante ;
Fowler
elle est faite sur la base de la formule :
(1,5 keV Barn) (système du centre de gravité)
6E1 exp (7. 92 E11/2)
MeV dans le système du laboratoire.
Cette section de choc doit être comparée à la valeur
relative à la réaction
=
où
El
est
en
sur l’hélium ne peut l’emporter que
de 4He est suffisante.
l’abondance
lorsque
Parmi les réactions dont la section de choc est
mal connue, il faut signaler :
La réaction
Le
cycle du carbone
est le
plus classique :
Ces réactions se produisent vers 108 degrés, à des
énergies voisines de 80 keV. Hoyle a prévu l’existence 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’édification de l’oxygène et du néon.
On notera une preuve de la formation des atomes
de carbone. Dans des étoiles ayant la composition 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 entièrement 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 médiocrement connues. Cependant, ces réactions ont une
importance considérable, car elles permettent
d’expliquer les abondances singulières d’éléments
avec
le branchement
Ces sections de choc ont été étudiées par Fowler (1954) au Kellog Radiation Laboratory, et de
nouvelles mesures ont été faites par Lamb et Hester dans le domaine 100 keV au Livermore Radiation Laboratory.
La question s’est posée de savoir laquelle deys
deux réactions
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 degrés. Les énergies impliquées sont de l’ordre de
50 keV..
363
sont les réactions
le néon commençant à 2°Ne(p, y) 2lNa.
L’étude des niveaux de 2lNa a fait l’objet des travaux expérimentaux de Marion, Slattery et Chapman (1956), utilisant la réaction 2°Ne(d, p) 21Na.
On a trouvé un niveau de résonance à
Beaucoup plus importantes
avec
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
choc, on ne peut dire avec certitude si ces conditions 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 provenant du noyau stellaire (C, 0, Ne) et d’hydrogène
provenant de l’enveloppe peut permettre la formation de 21 Ne en quantité suffisante pour la formation 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 stèllaires permettant la réalisation de ces conditions.
CAPTURE DES NEUTRONS.
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 capture de neutrons. Nul doute qu’une certaine quantité de spéculation est nécessaire à l’heure actuelle
pour combiner l’observation d’abondances singulières avec les mécanismes imaginés pour décrire
la formation de ces éléments. Si la suite de réactions
r---
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 exothermiques 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 Astrophysique est W 66 keV. Ce mécanisme de formation de neutrons est admissible (B2HF) si les
conditions suivantes sont remplies :
(1) La formation de 21 Ne a eu lieu avant épuisement de 1H ;
(2) 14N est détruit par la réaction 14 N (oc, y) 18F
avant le commencement de la réaction
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 observations astronomiques d’étoiles à Zirconium (Zr 0),
à Baryum, Lanthane, Praséodyme, Cerium (t CaLe Technecium 99Tc serait
des réactions
pricorne).
cours
produit
au
.
=
qui fournit les neutrons.
(3) 2lNe est brûlé par 21Ne(x, n) 24Mg
épuisement de l’hélium.
thermonucléaires du carbone.
(1959), a considéré les réactions
Réactions
Cameron
comme une source
avant
En l’absence de valeurs exactes des sections de
des étoiles
hélium. Les
permettent la
quantité sufli-
possible d’énergie
des
après épuisement
protons et particules
ressources en
oc
produites
formation de 13C et de neutrons
en
-
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 compliqué et a fait l’objet d’un calcul numérique important. 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’abondance normale. Il est possible que ces réactions
permettent d’éviter les difficultés que rencontre la
théorie du néon.
AUTRES
PROCESSUS
DE
FORMATION
DE
NEU-
L’observation dans le spectre d’étoiles
A et F particulières d’abondances exceptionnellement 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 suggéré de faire appel à des réactions à la surface de
TRONS.
-
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
oes
peuvent avoir lieu.
d’énergie pour les réactions qui paraisimportantes sont les suivantes :
Les bilans
sent
Il semble
d’après Fowler, Burbidge et Burbidge (1955b), (1958), que ce mécanisme fournisse
assez de neutrons pour expliquer la formation des
rares. On aurait, en premier lieu, formation
de deutérium par capture de neutrons, par la réaction 1H(n, y) 2D. Le deutérium ainsi fourni pourrait réagir ultérieurement, avec des protons de
moindre énergie (W
6MeV), pour donner des
neutrons suivant la réaction 1H(d, n) 21H. La formation d’éléments lourds se ferait alors essentiellement 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’environ 20 MeV. Elles ont l’avantage de fournir en
même temps les neutrons nécessaires à la formation d’éléments plus lourds.
terres
L’ABONDANCE DES ÉLÉMENTS.
On trouvera
dans B2FH une étude détaillée des processus rapides, par irradiation par neutrons. Ces processus
jouent probablement un rôle important dans
l’explosion des Supernovae. Nous y renvoyons le
lecteur.
---
Un grand nombre de réactions,
Conclusion.
nucléaires sont importantes pour l’Astrophysique
soit qu’elles contribuent à la production d’énergie
des étoiles, soit qu’elles interviennent dans les changements de composition chimique des étoiles. Elles
se situent presque toutes dans le domaine d,es
basses énergies, et leur étude exige une extrapolation des quantités mesurées. Les résultats de ces
études seraient d’une grande importance pour
-
l’Astrophysique.
BIBLIOGRAPHIE
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