Диффузия нейтронов. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Диффузия нейтронов - распространение нейтронов в веществе, сопровождающееся многократным изменением их энергии и направления движения в результате столкновений с атомными ядрами. Д. н. аналогична диффузии атомов и молекул в газах и подчиняется тем же закономерностям. Важнейшими характеристиками столкновений нейтронов с атомными ядрами, определяющими Д. н., являются длины свободного пробега до рассеяния

и до поглощения

(и - число атомов среды в 1 см³,

- сечения рассеяния и поглощения нейтронов) и ср. косинус угла рассеяния (в лаб. системе)

. Величина

, называемая транспортной длиной свободного пробега, равна ср. расстоянию, проходимому нейтроном в направлении первоначального движения (в среде, не поглощающей нейтроны). Величины

(v - скорость) наз. коэф. диффузии и средним временем жизни в среде.

Быстрые нейтроны (с энергией, во много раз большей энергии теплового движения частиц среды) при диффузии отдают энергию среде и замедляются (см. Замедление нейтронов). В слабопоглощающих средах значит. доля нейтронов замедляется до тепловой энергии - термализуется. Тепловой нейтрон (TH) диффундирует в среде, пока не поглотится одним из атомных ядер или не выйдет за её границу (бета-распад нейтрона крайне редок в конденсированной среде).

Осн. параметры диффузии TH - усреднённый по Максвелла распределению их скоростей (соответствующему температуре среды) коэф. диффузии D_Т и ср. квадрат расстояния между точками образования и поглощения TH в безграничной однородной среде, равный 6L², где

-т.н. длина диффузии TH (T - ср. время жизни TH в среде). Соответственно ср. квадрат расстояния между точками образования быстрого нейтрона (в ядерной реакции) и его поглощения равен

, где

- т. н. возраст TH; величина M наз. длиной миграции нейтронов.

Параметры диффузии тепловых нейтронов для некоторых веществ

Осн. закономерности диффузии TH можно рассмотреть с помощью ур-ния диффузии:

где

- число TH в 1 см³ вблизи точки r в момент времени t, S - т. н. плотность замедления нейтронов (число нейтронов в 1 см³, пересекающих за 1 с данное значение энергии при движении по энергетич. шкале) до тепловой энергии. В случае ограниченной среды (в отсутствие потоков TH извне) граничное условие для ур-ния (1):

=0 на границе, удалённой от истинной границы среды на расстояние

. В случае импульсного источника нейтронов и ограниченного объёма среды при

, где

, В² - т. н. геом. параметр [для куба со стороной а

]. Это свойство диффузии TH используется для измерения D_T и T. Величину L можно измерять непосредственно: на большом расстоянии z от плоского стационарного источника r ~

Особенности Д. н. обусловлены большой

даже в конденсиров. средах, а в случае сред, не содержащих водород,- также малым относит. изменением их энергии при одном столкновении. Поэтому нейтроны медленно приходят в тепловое равновесие со средой, и если среда неоднородна или поглощает нейтроны разных энергий неравновероятно, то распределение их по скоростям может заметно отличаться от макс-велловского.

Д. н. играет существ. роль в работе ядерных реакторов, а также при использовании нейтронов для неразрушающего элементного и структурного анализа (см. Активационный анализ), в частности в геофизике для нейтронного каратажа скважин. В этой связи часто требуется рассчитать потоки нейтронов как функции координат и скоростей (а иногда и времени). Эти потоки описываются кинетическим уравнением Больцмана. Наиб. универсальный метод их численного расчёта - Монте-Карло метод.

Литература по диффузии нейтронов

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.


Параметры	Вещество
Параметры	H₂O	D₂O	Be	BeO	Графит (плотность 1,6)
L, см	2,76	160	20,8	32,7	51
D_Т10^-4*, см²/с	3,6	20	12	12	21
l_S*, см	0,29	2,2	1,16	1,32	2,6
* Усреднённая по спектру тепловых нейтронов.