Des plasmas stellaires aux plasmas de laboratoire : application aux mesures d'opacité dans les domaines X et XUV, From stellar plasmas to laboratory plasmas : application to X and XUV opacity measurements

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Sous la direction de Sylvaine Turck-Chièze
Thèse soutenue le 11 janvier 2011: Paris 11
Cette thèse s'inscrit dans le contexte général des propriétés radiatives de la matière à haute densité d'énergie (>1011 J/cm3). Les densités d'énergie de la MHDE font qu'une partie importante des échanges d'énergie passe par l'interaction rayonnement-matière. Mes études portent sur l'opacité spectrale, un paramètre fondamental pour la modélisation des intérieurs stellaires et qui constitue aussi une observable propice aux tests expérimentaux des descriptions théoriques de la physique des plasmas chauds et denses. Mes travaux de thèse sont centrés sur l'étude expérimentale des opacités de plasmas à l'équi¬libre thermodynamique local pour des températures de quelques dizaines d'eV (soit quelques 100000 K) et quelques mg/cm3 en densité. Les plasmas sont obtenus dans des conditions aussi homogènes que possible en utilisant le chauffage radiatif d'une cavité irradiée par laser de haute énergie, 100-300 J. Ainsi, nous avons pu mettre à profit pour ce type de mesure la configuration utilisant des lasers nanoseconde et picoseconde du LULI (Laboratoire pour l'Utilisation des La¬sers Intenses) pour réaliser le chauffage d'une part et la mesure sur un temps bref d'autre part de la transmission des plasmas, l'utilisation d'impulsions courtes constituant une première pour ce type d'expériences. Dans le domaine des X de l'ordre du keV, les transitions absorbantes 2p-3d ou 3d-4f d'élé¬ments de numéro atomique moyen ou élevé ont été sondées. Elles font apparaitre des structures d'absorption dont la forme résulte principalement de la compétition entre l'éclatement spin¬orbite et les effets d'élargissement statistiques. Il a été montré que cette compétition dépendait fortement du numéro atomique Z. Ainsi à paramètres plasma proches nous avons exploré l'opa¬cité des éléments fer, nickel, cuivre et germanium (Z autour de 30) dans une première série de mesures puis celle du baryum, samarium et du gadolinium, dans une seconde expérience (Z autour de 60). . L'astrophysique stellaire nécessite aussi de mesurer précisément, et de manière bien caractérisée, les opacités du groupe du fer (Cr, Fe, Ni et Cu) dans le domaine des XUV (50 - 200 eV). Ces opacités sont à l'origine de l'excitation dans les enveloppes radiatives des étoiles pulsantes massives de type spectral B pour une température de l'ordre de 200 000 K. Dans ces conditions, les moyennes de Rosseland présentent des différences nettes entre les calculs utilisés par la communauté astrophysique et ne permettent pas d'interpréter les oscillations et l'ensemble des fréquences observées de manière univoque. Pour permettre des comparaisons avec divers calculs spectraux, j'ai participé à la mise en place d'un nouveau schéma expérimental à deux cavités dont le but était d'améliorer l'homogénéité du chauffage des échantillons. Je montrerai enfin l'analyse des paramètres plasmas pour ce type de schéma. J'ai en particulier analysé le cas du nickel dont la transmission a été mesurée pour la première fois dans cette gamme spectrale. Dans chaque cas je présenterai l'analyse des résultats obtenus.
-Expériences laser-plasma
-Spectroscopie d'absorption
-Diagnostiques X et XUV
-Astrophysique stellaire
-Physique atomique dans les plasmas
The general context of this thesis is the one of radiative properties of high energy density matter. Energy densities involved (>1011 J/cm3) implies that a large part of energy exchange goes through radiation-matter interactions. My studies deal with spectral opacity, a fundamental parameter for modelling stellar interiors and constitute a propitious observable to experimental tests of theoretical descriptions of hot and dense plasmas physics. My PhD activities are centred on the experimental study of opacities of plasmas at local thermodynamic equilibrium for temperature conditions of a few tens eV (a few 100 000 K) and a few mg/cm3 in matter density. Plasmas are obtained in conditions as homogenous as possible using the radiative heating of a laser-irradiated cavity. Heating is provided though a laser beam of high energy (100-300 J) and with relatively long pulse duration of a few nanosecond. For such measurements we could benefit from the LULI (Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses) lasers configuration coupling the nanosecond beam with a picosecond one used to perform on a short duration the measurement of the plasma transmission. The use of short pulse laser to produce a short time radiography beam was a first achievement for this kind of experience. ln the spectral range of keV photons, absorbing transitions 2p - 3d or 3d - 41 of elements of moderate or high atomic number have been probed. They present absorption structures which shape results mainly of the competition between spin-or bit splitting and statistical broadening effects. It appeared that this competition depend strongly on the atomic number Z. Thus for similar plasma parameters we explored opacities of Iron, Nickel, Copper and Germanium (Z around 30) in a first series of measurement and the one of Barium, Samarium and Gadolinium (Z around 60) in a second campaign. Stellar astrophysics necessitate as well to measure precisely and in well-characterised condi¬tions, opacities of the so-called Iron-group (Cr, Fe, Ni and Cu) in the XUV domain (50 ¬200 eV). These opacities are at the origin of the excitation in stellar radiative envelops of pul¬sating stars, massive and of spectral type B for a temperature of the ord~r of 200 000 K. ln these conditions, Rosseland means show clear differences between computations used within the astrophysical community and do not allow to interpret oscillations and observed frequencies in a univocal fashion. To allow comparisons with spectral computation, l participated to the develop¬ment of a new experimental scheme using two cavities which goal was to improve homogeneity of sample heating. Finally, l will show my analysis of plasma parameters for this specific setup. l analysed the case of the Nickel absorption measured for the first time in this spectral range. For each case l will present the analysis of the obtained results.
-Laser-plasma experiments
-Absorption spectroscopy
-X and XUV diagnostics
-Stellar astrophysics
-Plasma atomic physics
Source: http://www.theses.fr/2011PA112050/document
Publié le : samedi 29 octobre 2011
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École doctorale d’astronomie et d’astrophysique
d’Ile-de-France
Université Paris XI - Paris Sud, UFR Orsay
Thèse de doctorat
présentée pour obtenir le grade de
Docteur de l’Université Paris XI - Paris Sud, UFR Orsay
Spécialité : Astrophysique et physique des plasmas
par
Guillaume Loisel
Des plasmas stellaires aux plasmas de laboratoire :
Application aux mesures d’opacité dans les domaines
X et XUV
soutenue le 11 janvier 2011
à l’amphithéâtre Claude Bloch du CEA de Saclay
devant le jury composé de :
M. Guillaume Pineau-des-Forêts ...... Président du jury
M. Marc-Antoine Dupret......................Rapporteur
M. Patrick Renaudin..........................
Mme Sylvaine Turck-Chièze...........Directrice de thèse
M. Frédéric Thais ....................... Responsable CEA
M. Philippe Balcou.................................InvitéRemerciements
Je remercie tout d’abord les directions du CEA de Saclay, la DSM, les instituts IRAMIS
et IRFU, et plus particulièrement, Cécile Reynaud et Pierre-Olivier Lagage de m’avoir tous les
deux accueilli, pour ces trois ans de thèse, au sein de leur laboratoire, respectivement le Service
des Photons Atomes et Molécules et le Service d’Astrophysique.
Je tiens ensuite à remercier les membres du jury qui ont évalué ce travail, les rapporteurs
Patrick Renaudin et Marc-Antoine Dupret pour avoir relu ce manuscrit de thèse et ainsi m’avoir
permis de l’améliorer nettement avec leurs commentaires pertinents. Je remercie également Phi-
lippe Balcou qui a eu la bienveillance de faire partie du jury et particulièrement Guillaume
Pineau-des-Fôrets d’avoir non seulement accepté la présidence du jury mais également d’avoir
été constamment disponible pendant tout mon parcours de thèse.
Évidemment, ma profonde gratitude va vers mes collègues les plus proches en commençant
par Sylvaine Turck-Chièze et Frédéric Thais qui en dirigeant mes travaux de thèse ont su me
transmettre le plaisir de la recherche en général et plus spécifiquement sur les thématiques de
la physique stellaire et celle des expériences auprès des grands lasers. Je leur en suis infiniment
reconnaissant pour le savoir qu’il m’ont transmis toujours avec un sens certain pour l’effort et
l’analyse critique des résultats obtenus.
Bien sûr, en plus de mes encadrants, je suis reconnaissant envers le reste de la grande équipe
dont les compétences diverses de chacun, expérimentales ou théoriques, ont rendu possible cette
activité. Je pense particulièrement, par ordre alphabétique, à Philippe Arnault, Serena Bastiani-
Ceccoti, Thomas Blenski, Michel Bougeard, Michel Busquet, Tony Caillaud, Franck Delahaye,
Jean-Éric Ducret, Julien Fariaut, Franck Gilleron, Dominique Gilles, Jean-Christophe Pain,
Laurent Piau, Robin Piron, Michel Poirier, Quentin Porcherot, Charles Reverdin, Virginie Sil-
vert, Gérard Soullié et Bruno Villette. Je tiens à remercier tout ce petit monde. Ils ont été
d’excellents pédagogues et j’ai eu un immense plaisir à apprendre et à travailler avec eux.
Je remercie chaleureusement le LULI, son directeur François Amiranoff, les laseristes et
l’équipe d’exploitation MILKA –sans copyright– , Marc Rabec le Gloahec, Anne-Marie Sautivet,
Sylvie Janicot, Ji-Ping Zou, Philippe Vacar, Sylvain Savalle, Jean-Michel Boudenne, et puis
aussi Fabien, Laurence, Christophe, Ludovic, Mathieu, Camille, William, Olivier, Yohan, de
nous avoir accueilli le temps des expériences toujours dans la bonne humeur.
J’adresse une pensée particulière à nos collègues d’outre-Rhin pour la fabrication des cibles
et leur aide pendant les longues journées d’expérience : Walter Fölsner qui forme un duo de choc
avec son interprète Sabine, liebe Grüße.
Je voudrais souligner l’aide apportée par quelques collaborateurs à travers les précieuses
discussions que nous avons eu ensemble : Christophe Blancard, Philippe Cossé, Joyce Guzik,
Sébastien Salmon, James Bailey et beaucoup d’autres qui se reconnaîtront, que ma route croise
encore de nombreuses fois la leur.
Et puis cette thèse ne se serait jamais aussi bien déroulée sans l’ambiance agréable qui
régnait au CEA au quotidien. En plus de mes collègues déjà cités, je pense à Jean-Pierre Chièze,
Édouard Audit, Rafael García, Sacha Brun, Stéphane Mathis, Matthias González, Sébastien
Fromang. Je remercie également les équipes qui sont les rouages des labos, Jacqueline Bandura,
Véronique Gereczy, Christine Toutain, Dominique Monvoisin, Pascale Chavegrand, Marylise,
Élisabeth Rainot, Marie Gay, Nicolas Pailley, Dominique Porterat, Sylvie Jubera, pour leur
dévouement et leur bonne humeur éternels. Bien sûr mes pensées vont aussi aux cothésards et
alii, que j’ai côtoyés au 709 avec qui j’ai partagé de belles soirées A&A et d’inoubliables p’tit
déj’ à la cafét’ – dont l’ambiance heureuse a su perturber les quelques bureaux environnants.
Pour tous ces moments-là, merci Ana, Savita, Kumiko, Yohan, Benoit, Fabio, Clément, Pierrick,4
Benjamin, Vincent, Sandrine (deliciosos pastéis de nata), Samuel, Alain, Krys, Sacha, Florent,
Anaïs,Vera,Himel,Quang,Marco,Henri,Timea,Maud,Julio,Marie,Arnaud,lesdeuxThomas,
Nicolas, Doris, Diane et une spéciale dédicace à mes co-burrettes Laurène, Sandrine (Lefebvre),
Katrien, Fadia et Laurie (courage pour la fin les filles!).
Enfin, à mes parents et mes frères David et Frédéric, je voudrais leur dire merci, pour m’avoir
encouragé en tout temps et particulièrement pour avoir aidé à préparer deux soutenances dont
une en tentant de braver la mémorable tempête de neige du 8 décembre.
Last but not least, merci à mes éternels compères : Bruno, Laure, Philippe, Madeline, Ar-
naud, Diane, Mimile, JD, MH et David, que nos aventures perdurent!
Merci à tous!5
Résumé
Cette thèse s’inscrit dans le contexte général des propriétés radiatives de la matière à haute
11 3densité d’énergie (>10 J/cm ). Les densités d’énergie de la MHDE font qu’une partie impor-
tante des échanges d’énergie passe par l’interaction rayonnement-matière. Mes études portent
sur l’opacité spectrale, un paramètre fondamental pour la modélisation des intérieurs stellaires et
qui constitue aussi une observable propice aux tests expérimentaux des descriptions théoriques
de la physique des plasmas chauds et denses.
Mes travaux de thèse sont centrés sur l’étude expérimentale des opacités de plasmas à l’équi-
libre thermodynamique local pour des températures de quelques dizaines d’eV (soit quelques
3100 000 K) et quelques mg/cm en densité. Les plasmas sont obtenus dans des conditions aussi
homogènes que possible en utilisant le chauffage radiatif d’une cavité irradiée par laser de haute
énergie, 100-300 J. Ainsi, nous avons pu mettre à profit pour ce type de mesure la configuration
utilisant des lasers nanoseconde et picoseconde du LULI (Laboratoire pour l’Utilisation des La-
sers Intenses) pour réaliser le chauffage d’une part et la mesure sur un temps bref d’autre part
de la transmission des plasmas, l’utilisation d’impulsions courtes constituant une première pour
ce type d’expériences.
Dans le domaine des X de l’ordre du keV, les transitions absorbantes 2p−3d ou 3d−4f d’élé-
ments de numéro atomique moyen ou élevé ont été sondées. Elles font apparaitre des structures
d’absorption dont la forme résulte principalement de la compétition entre l’éclatement spin-
orbite et les effets d’élargissement statistiques. Il a été montré que cette compétition dépendait
fortement du numéro atomiqueZ. Ainsi à paramètres plasma proches nous avons exploré l’opa-
cité des éléments fer, nickel, cuivre et germanium (Z autour de 30) dans une première série
de mesures puis celle du baryum, samarium et du gadolinium, dans une seconde expérience (Z
autour de 60).
L’astrophysique stellaire nécessite aussi de mesurer précisément, et de manière bien caracté-
risée, les opacités du groupe du fer (Cr, Fe, Ni et Cu) dans le domaine des XUV (50− 200 eV).
Ces opacités sont à l’origine de l’excitation dans les enveloppes radiatives des étoiles pulsantes
massives de type spectral B pour une température de l’ordre de 200 000 K. Dans ces condi-
tions, les moyennes de Rosseland présentent des différences nettes entre les calculs utilisés par la
communauté astrophysique et ne permettent pas d’interpréter les oscillations et l’ensemble des
fréquences observées de manière univoque. Pour permettre des comparaisons avec divers calculs
spectraux, j’ai participé à la mise en place d’un nouveau schéma expérimental à deux cavités
dont le but était d’améliorer l’homogénéité du chauffage des échantillons. Je montrerai enfin
l’analyse des paramètres plasmas pour ce type de schéma. J’ai en particulier analysé le cas du
nickel dont la transmission a été mesurée pour la première fois dans cette gamme spectrale.
Dans chaque cas je présenterai l’analyse des résultats obtenus.6
Abstract
The general context of this thesis is the one of radiative properties of high energy density
11 3matter. Energy densities involved (>10 J/cm ) implies that a large part of energy exchange
goesthrough radiation-matter interactions. My studiesdeal withspectralopacity, afundamental
parameter for modelling stellar interiors and constitute a propitious observable to experimental
tests of theoretical descriptions of hot and dense plasmas physics.
My PhD activities are centred on the experimental study of opacities of plasmas at local
thermodynamic equilibrium for temperature conditions of a few tens eV (a few 100 000 K) and
3a few mg/cm in matter density. Plasmas are obtained in conditions as homogenous as possible
using the radiative heating of a laser-irradiated cavity. Heating is provided though a laser beam
of high energy (100-300 J) and with relatively long pulse duration of a few nanosecond. For
such measurements we could benefit from the LULI (Laboratoire pour l’Utilisation des Lasers
Intenses) lasers configuration coupling the nanosecond beam with a picosecond one used to
perform on a short duration the measurement of the plasma transmission. The use of short
pulse laser to produce a short time radiography beam was a first achievement for this kind of
experience.
In the spectral range of keV photons, absorbing transitions 2p− 3d or 3d− 4f of elements of
moderate or high atomic number have been probed. They present absorption structures which
shape results mainly of the competition between spin-orbit splitting and statistical broadening
effects. It appeared that this competition depend strongly on the atomic number Z. Thus for
similar plasma parameters we explored opacities of Iron, Nickel, Copper and Germanium (Z
around 30) in a first series of measurement and the one of Barium, Samarium and Gadolinium
(Z around 60) in a second campaign.
Stellar astrophysics necessitate as well to measure precisely and in well-characterised condi-
tions, opacities of the so-called “Iron-group” (Cr, Fe, Ni and Cu) in the XUV domain (50−
200 eV). These opacities are at the origin of the excitation in stellar radiative envelops of pul-
sating stars, massive and of spectral type B for a temperature of the order of 200 000 K. In
these conditions, Rosseland means show clear differences between computations used within the
astrophysical community and do not allow to interpret oscillations and observed frequencies in a
univocal fashion. To allow comparisons with spectral computation, I participated to the develop-
ment of a new experimental scheme using two cavities which goal was to improve homogeneity
of sample heating. Finally, I will show my analysis of plasma parameters for this specific setup.
I analysed the case of the Nickel absorption measured for the first time in this spectral range.
For each case I will present the analysis of the obtained results.7
Table des matières
I Partie I - Opacité de plasmas à haute densité d’énergie et
ses applications 11
1 Introduction 15
1.1 Rappel historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.2 Motivations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.2.1 La physique des plasmas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.2.2 La ph stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.2.3 La fusion par confinement inertiel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.3 Note sur les unités . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2 Généralités sur les plasmas créés par laser 23
2.1 Interaction laser-matière . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2 Description statistique de la matière . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.2.1 L’équilibre thermodynamique global . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.2.2 La distribution Maxwellienne des vitesses . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.2.3 La répartition statistique des électrons . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.2.4 L’équilibre d’ionisation de Saha . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.2.5 thermodynamique local . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.3 Introduction au transfert radiatif dans un plasma à l’ETL . . . . . . . . . 29
2.3.1 Équation de transfert radiatif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.3.2 Opacités moyennes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3 Le calcul de l’opacité 35
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2 Processus radiatifs élémentaires du plasma . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2.1 Processus lié-lié . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.2.2 Pro lié-libre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.2.3 Processus libre-libre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.3 Les codes de calculs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.3.1 Le code HULLAC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.3.2 Le code SCO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
4 Les Plasmas Stellaires 41
4.1 Introduction à la physique stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.1.1 Quelques temps caractéristiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 428 TABLE DES MATIÈRES
4.1.2 L’équilibre hydrostatique stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.1.3 Le transport de l’énergie du cœur à la surface . . . . . . . . . . . . 44
4.1.4 Les codes d’opacités OP et OPAL . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.1.5 Les autres ingrédients physiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
4.2 Développement de l’astérosismologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
4.2.1 Cas des étoiles de faible masse M < 1.5M . . . . . . . . . . . . . . 48
4.2.2 Cas des de masse M > 1.5M . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
4.3 Résumé des motivations et choix des tests stellaires: On plasma radiative
properties in stellar conditions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
II Partie II - Étude expérimentale de l’opacité 63
5 Laser et instrumentation 67
5.1 L’installation LULI 2000 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5.1.1 Les chaînes d’amplification . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5.1.2 Faisceau nanoseconde : conversion de fréquence et focalisation . . . 68
5.1.3 Faisceau picoseconde : compression et focalisation . . . . . . . . . . 71
5.2 Les cibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
5.2.1 Les cavités en or . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
5.2.2 Les échantillons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
5.3 Le spectromètre X à deux voies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.3.1 Présentation du spectromètre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.3.2 Alignements des cibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.3.3 Fonction de dispersion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
5.3.4 Étalonnage spectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5.3.5 Le film photostimulable . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5.4 Le spectromètre XUV à réseau en réflexion . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
5.4.1 Présentation du spectromètre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
5.4.2 Fonction de dispersion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
5.4.3 Étalonnage spectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
5.4.4 Résolution spectrale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
5.4.5 La caméra à balayage de fente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92
5.5 Le spectromètre micro-DMX large bande . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.5.1 Présentation du spectromètre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.5.2 Estimation de la température radiative . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.6 La chambre à sténopé . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
6 Absorption X du Fe, Ni, Cu & Ge 97
6.1 Motivations théoriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
6.2 Dispositif expérimental . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
6.2.1 Principe expérimental . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
6.2.2 Lasers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
6.2.3 Cibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
6.3 Dépouillement des spectres X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103

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