Данные Н. с. важны не только для ядерной физики. Реакторостроение нуждается в точных сведениях о взаимодействии нейтронов с делящимися материалами, а также материалами конструкции и защиты реакторов. Данные Н. с. используются для определения элементного и изотопного состава образцов без их разрушения (см. Активационный анализ ). В астрофизике они необходимы для понимания распространённости элементов во Вселенной.

  Методы Н. с. нашли широкое применение в исследованиях структуры твёрдых тел и жидкостей, а также динамики различных процессов, например колебаний кристаллической решётки (см. Нейтронография ).

  Лит.: Юз Дж. Д., Нейтронные эффективные сечения, пер. с англ., М., 1959; Рей Е. Р., Экспериментальная нейтронная спектроскопия, «Проблемы физики элементарных частиц и атомного ядра», 1971, т. 2, в. 4, с. 861; Франк И. М., Развитие и применение в научных исследованиях импульсного реактора ИБР, там же, с. 805; Боллингер Л. М., Гамма-кванты при захвате нейтронов, там же, с. 885; Попов Ю. П., (N, a) — реакция — новый канал для изучения природы нейтронных резонансов, там же, с. 925; Физика быстрых нейтронов, под ред. Дж. Мариона. и Дж. Фаулера, пер. с англ., т. 2, М., 1966.

  Л. Б. Пикельнер, Ю. П. Попов.

Рис. 1. Зависимость суммарного эффективного сечения s поглощения и рассеяния нейтронов от их энергии Е .

Рис. 2. Схемы нейтронных спектрометров: а — с моноэнергетическим источником И, б — с кристаллическим монохроматором на канале ядерного реактора; Д — нейтронный детектор; М — поглощающая или рассеивающая мишень; К — коллиматор.

Нейтронные детекторы

Нейтро'нные дете'кторы, приборы для регистрации нейтронов. Действие Н. д. основано на регистрации вторичных частиц, образующихся в результате взаимодействия нейтронов с атомными ядрами. Для регистрации медленных нейтронов используются ядерные реакции расщепления лёгких ядер под действием нейтронов [¹⁰ В (n, a) ⁷Li,⁶ Li (n, a) ³ H и ³ He (n, p)¹ H] с регистрацией a-частиц и протонов; деления тяжёлых ядер с регистрацией осколков деления (см. Ядра атомного деление ); радиационный захват нейтронов ядрами (n, g) с регистрацией g-квантов, а также возбуждения искусственной радиоактивности. Для регистрации a-частиц, протонов и осколков деления применяются ионизационные камеры и пропорциональные счётчики , которые заполняют газообразным BF₃ и др. газами, содержащими В или ³ H, либо покрывают их стенки тонким слоем твёрдых В, Li или делящихся веществ. Конструкция и размеры таких камер и счётчиков разнообразны. Пропорциональные счётчики могут достигать 50 мм в диаметре и 2 м длины (СНМ-15). Наибольшей эффективностью к тепловым нейтронам обладают Н. д., содержащие ¹⁰ B или ³ He. Для регистрации медленных нейтронов используются также сцинтилляционные счётчики (на кристаллах Lil с примесью Eu, на сцинтиллирующих литиевых стеклах, либо смеси борсодержащих веществ и сцинтиллятора ZnS). Эффективность регистрации тепловых нейтронов в этом случае может достигать 40—60%. В Объединённом институте ядерных исследований создан сцинтилляционный Н. д., в котором регистрируются акты радиационного захвата. Он предназначен для нейтронов с энергией до 10 кэв и имеет эффективность — 20—40%.

  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 10¹⁰г/см³ . При плотностях r ³ 10¹²г/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

 ~ 2×10³³г , т. е. равна массе Солнца , радиус R ~ 2×10⁶ см = 20 км ( = 7×10¹⁰ см ), плотность r ~ 2×10¹⁴г/см³ (= 1,4 г/см³ ); давление р ~ 10³³ —10³⁴дин/см²; минимальный период вращения 10^-3сек. Магнитное поле Н. з. достигает ~ 10¹²гс (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 (~ 10⁵³эрг ), 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 ).