Большая Советская Энциклопедия (НЕ) - БСЭ БСЭ

  Эффективность регистрации быстрых нейтронов перечисленными детекторами в сотни раз меньше, поэтому быстрые нейтроны предварительно замедляют в парафиновом блоке, окружающем Н. д. (см. Замедление нейтронов ). Специально подобранные форма и размеры блоков позволяют получить практически постоянную эффективность регистрации нейтронов в диапазоне энергии от нескольких кэв до 20 Мэв (всеволновой счётчик). При непосредственном детектировании нейтронов с энергиями ~ 100 кэв обычно используется упругое рассеяние нейтронов в водороде или гелии или регистрируются ядра отдачи. Так как энергия последних зависит от энергии нейтронов, то такие Н. д. позволяют измерять энергетический спектр нейтронов. Сцинтилляционные Н. д. также могут регистрировать быстрые нейтроны по протонам отдачи в органических и водородсодержащих жидких сцинтилляторах. Некоторые тяжёлые ядра, например 238 U и 232 Th, делятся только под действием быстрых нейтронов. Это позволяет создавать пороговые Н. д., служащие для регистрации быстрых нейтронов на фоне тепловых.

  Для регистрации продуктов ядерных реакций нейтронов с ядрами В и Li, протонов отдачи и осколков деления используются также ядерные фотографические эмульсии . Этот метод особенно удобен в дозиметрии , так как позволяет определить суммарное число нейтронов за время облучения. При делении ядер энергия осколков столь велика, что они производят заметные механические разрушения. На этом основан один из способов их обнаружения: осколки деления замедляются в стекле, которое затем травится плавиковой кислотой; в результате следы осколков можно наблюдать под микроскопом.

  Возбуждение искусственной радиоактивности под действием нейтронов используется для регистрации нейтронов, особенно при измерениях плотности потока нейтронов, так как число распадов (активность) пропорционально потоку нейтронов, прошедшему через вещество (измерение активности можно производить после прекращения облучения нейтронами). Существует большое количество различных изотопов, применяемых в качестве радиоактивных индикаторов нейтронов разных энергий E. В тепловой области энергий наибольшее распространение имеют 55 Mn, 107 Ag, 197 Au: для регистрации резонансных нейтронов применяют 55 Mn (E = 300 эв ), 59 Co (E =100 эв), 103 Rh, 115 In (E = 1,5 эв ), 127 I (E = 35 эв ), 107 Ag, 197 Au (E = 5 эв ). В области больших энергий используют пороговые детекторы 12 C (E = 20 Мэв ), 32 S (E = 0,9 Мэв ) и 63 Cu (E = 10 Мэв ) (см. Нейтронная спектроскопия ).

  Лит.: Аллен В. Д., Регистрация нейтронов, пер. с англ., М., 1962; Власов Н. А., Нейтроны, 2 изд., М., 1971.

  Б. Г. Ерозолимский, Ю. А. Мостовой.

Нейтронные звёзды

Нейтро'нные звёзды, одна из возможных конечных стадий эволюции звёзд большой массы; вещество нейтронной звезды состоит из нейтронов с малой примесью электронов, протонов и более тяжёлых ядер. На возможность существования Н. з. впервые указал Л. Д. Ландау (1932) сразу же после открытия нейтрона (Дж. Чедвик , 1932). В 1934 американские астрономы У. Бааде и Ф. Цвикки предположили, что Н. з. могут образовываться при вспышках сверхновых звёзд . Из теории эволюции звёзд следует, что у массивных звёзд на стадии почти полного «выгорания» ядерного горючего в их центральной области может произойти катастрофически быстрое гравитационное сжатие — гравитационный коллапс (см. Коллапс гравитационный ). При коллапсе плотность вещества возрастает настолько, что достигается состояние, когда нейтроны становятся устойчивее протонов. В этих условиях происходит превращение протонов и стабильных атомных ядер в нейтроны и атомные ядра с избытком нейтронов (нейтронизация вещества). Для такого процесса необходимы плотности r ³ 1010 г/см3 . При плотностях r ³ 1012 г/см3 и температурах Т £ 1010 К, характерных для Н. з., вещество представляет собой вырожденный нейтронный газ (см. Вырожденный газ ). Механическое равновесие Н. з. связано с компенсацией сил тяготения давлением вырожденного газа нейтронов. Для равновесного устойчивого состояния Н. з. характерны следующие параметры (в среднем): масса  ~ 2×1033 г , т. е. равна массе Солнца , радиус R ~ 2×106 см = 20 км ( = 7×1010 см ), плотность r ~ 2×1014 г/см 3 (= 1,4 г/см 3 ); давление р ~ 1033 —1034 дин/см 2 ; минимальный период вращения 10-3 сек. Магнитное поле Н. з. достигает ~ 1012 гс (среднее магнитное поле Солнца ~ 1 гс ). Средняя плотность Н. з. близка к ядерной плотности вещества или даже превосходит её, поэтому строение и свойства Н. з. обусловлены в значительной мере ядерными силами . Кроме того, для Н. з. характерна большая величина гравитационной энергии связи (~ 1053 эрг ), что приводит к появлению существенных поправок к ньютоновской теории тяготения, следующих из общей теории относительности (см. Тяготение ). Учёт этих двух факторов имеет принципиальное значение при расчёте внутреннего строения Н. з. Из расчётов следует, что теоретически ожидаемая масса Н. з. ЖЛ заключена в пределах 0,05 , где , причём разброс вычисленных значений  обусловлен трудностями в учёте действия ядерных сил. Большинство существующих теорий связывает образование Н. з. со вспышками сверхновых звёзд, так как гравитационный коллапс звезды при определённых условиях сопровождается мощным взрывом, выбрасывающим в пространство внешние слои звезды. Н. з. были открыты в 1967 по пульсации их радиоизлучения (эти звёзды назвали пульсарами ), причём ряд пульсаров определенно связан с остатками сверхновых (в частности, пульсар PSR 0532 в Крабовидной туманности ).

  Лит.: Дайсон Ф., Тер Хаар Д., Нейтронные звёзды и пульсары, пер, с англ., М., 1973; Тейлер Р., Строение и эволюция звёзд, пер. с англ., М., 1973; Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и эволюция звёзд, М., 1971.

  В. С. Имшенник.

Нейтронные источники

Нейтро'нные исто'чники, источники нейтронных пучков. Применяются в ядерно-физических исследованиях и в практических приложениях (см., например, Нейтронный каротаж , Нейтронография ). Все Н. и. характеризуются: мощностью (число нейтронов, испускаемых в 1 сек ), энергетическим и угловым распределением, поляризацией нейтронов и режимом испускания (непрерывным или импульсным). В первых Н. и. для получения нейтронов использовались ядерные реакции (a, n) на ядрах 7 Be или 10 B, а также фоторасщепление дейтрона или ядра Be, т. е. реакция (g, n). В первом случае Н. и. представляет собой равномерную механическую смесь порошков 7 Be и радиоактивного изотопа, испускающего a-частицы (Ra, Po, Pu и др.), запаянную в ампулу. Соотношение количеств Be и, например, Ra ~ 1 /5 (по весу). Их мощность определяется допустимым количеством a-активного препарата. Обычно активность £ 10 кюри, что соответствует испусканию ~ 107 —108 нейтронов в 1 сек (см. табл.). Н. и. со смесью Ra + Be и Am + Be являются одновременно источниками интенсивного g-излучения (104 —105 g-квантов на 1 нейтрон). Н. и. со смесью Po + Be и Pu + Be испускают только 1 g-квант на 1 нейтрон.

  В случае фотонейтронного ампульного источника ампула содержит полый цилиндр или шар из Be или с тяжёлой водой D2 O, внутри которого размещается источник g-излучения. Энергия g-квантов должна быть выше пороговой энергии фоторасщепления ядер D или Be (см. Фотоядерные реакции ). Недостаток такого Н. и. — интенсивное g-излучение; применяется в тех случаях, когда нужно простыми средствами получить моноэнергетические нейтроны. В ампульных Н. и. используется также спонтанное деление тяжёлых ядер (см. Ядра атомного деление ).