БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (НЕ) Страница 43

Нейтральная зона

Нейтра'льная зо'на , в международном праве определённый географический район, в котором запрещается подготовка военных действий и который не может быть использован в качестве театра военных действий. Как правило, Н. з. объявляют часть суши или моря пограничного и (или) спорного характера. Н. з. образуется заинтересованным государством в одностороннем порядке или же на основе международного договора (например, была объявлена Н. з. территория между Ираком и Саудовской Аравией по Багдадскому договору 1938).

  Н. з. может быть создана временно каким-либо прибрежным государством для обеспечения своей безопасности на период войны между др. государствами (такие Н. з. установлены, например, законодательством Бельгии, Бразилии, Нидерландов, Японии) или постоянно (например, нейтрализация Магелланова пролива по договору Чили и Аргентины 1881, Панамского канала по договору США с Панамой 1903). К временным Н. з. относятся также зоны, которые устанавливаются воюющими сторонами для ведения каких-либо переговоров (например, об обмене военнопленными, ранеными и больными, о перемирии и т.д.), для охраны памятников культуры и старины. Создание Н. з. часто сопровождается её демилитаризацией (см. Демилитаризация территории ).

Нейтральные точки неба

Нейтра'льные то'чки не'ба, небольшие участки ясного дневного неба, посылающие неполяризованный свет; см. Поляризация небесного свода .

Нейтринная астрономия

Нейтри'нная астроно'мия, новый раздел наблюдательной астрономии, связанный с поиском и исследованием потоков нейтрино от источников внеземного происхождения. Нейтрино является единственным видом излучения, который приходит к земному наблюдателю из самых глубоких недр Солнца и звёзд и несёт в себе информацию об их внутренней структуре и о происходящих там процессах. Современные средства регистрации нейтрино допускают возможность обнаружения нейтринного излучения лишь от Солнца и сверхновых звёзд нашей Галактики.

  Нейтринная астрономия Солнца. Существование мощного потока нейтрино от Солнца вытекает из современной концепции происхождения и строения Солнца, согласно которой его светимость полностью обеспечивается энергией термоядерного превращения водорода в гелий в центральной области Солнца. Как показывают расчёты моделей Солнца (см. Звёздные модели ), основной вклад в энерговыделение даёт водородный цикл, а доля углеродно-азотного (CNO) цикла составляет не более 1% (см. Термоядерные реакции ). Синтез каждого атома 4 He сопровождается испусканием двух электронных нейтрино ne . а полный поток нейтрино, определяемый светимостью, составляет у поверхности Земли 6,5×1010 нейтрино/см2 сек , причём нейтрино уносят ~3% энергии термоядерного синтеза. Наблюдение солнечных нейтрино явилось бы убедительным подтверждением основных идей термоядерной эволюции Солнца. Измерение потоков нейтрино от различных реакций с помощью соответствующего набора детекторов составляет полную программу исследования внутренней структуры Солнца. Поскольку поток солнечных нейтрино испытывает сезонные вариации с амплитудой около 7% (что связано с наличием эксцентриситета у земной орбиты), наблюдение этих вариаций служило бы доказательством того, что регистрируемые нейтрино — солнечные. Др. способ определения направления прихода нейтрино состоит в измерении углового распределения электронов, образующихся при захвате нейтрино в детекторе (см. ниже): электроны из-за несохранения чётности в b-распаде должны вылетать преимущественно в направлении на Солнце.

  Первые эксперименты по наблюдению солнечных нейтрино осуществлены американским учёным Р. Девисом с сотрудниками в 1967—68 с помощью радиохимического нейтринного детектора, содержащего 610 т жидкого перхлорэтилена (C2 Cl4 ). Детектор устанавливался под землёй на глубине 1480 м для подавления фона космических лучей . Регистрация нейтрино основана на методе, предложенном в 1946 Б. М. Понтекорво . Солнечные нейтрино с энергией > 0,814 Мэв образуют в реакции 37 Cl + nе ® е- + Ar радиоактивный Ar с периодом полураспада 35 сут. Согласно расчётам, основной вклад (76%) в эффект должны давать нейтрино наиболее высокой энергии (до 14 Мэв ) от распада 8 В ® 8 Ве + e+ + ne в самой редкой ветви водородного цикла. Поток этих нейтрино зависит от температуры Т как T 20 , поэтому хлорный детектор является уникальным «термометром» для измерения температуры центральной области Солнца Tc . Теория предсказывала значение Tc » 15·106 K.

  В экспериментах Девиса 37 Ar накапливался в детекторе в течение 100 сут, затем извлекался продуванием через жидкость гелия, адсорбировался активированным углём при температуре 77 К и помещался в пропорциональный счётчик, который подсчитывал количество распавшихся атомов 37 Аг. Измерения, полученные в 1972 (как и первые измерения 1967—68), показали, что нейтринный эффект в несколько раз ниже предсказываемого теорией и не превосходит фоновый эффект детектора (в детекторе под действием солнечных нейтрино накапливалось не более 8 атомов 37 Ar за эксперимент вместо ожидаемых 45).

  Хотя солнечные нейтрино не были с достоверностью зарегистрированы, результаты экспериментов являются важным достижением Н. а., так как показывают, что современные представления о солнечных нейтрино в чём-то неверны. Решение загадки солнечных нейтрино можно искать в трёх направлениях. 1) Возможно, Tc ниже теоретического значения, предсказываемого стандартными моделями Солнца, и составляет около 13×106 K, т. е. лежит за порогом чувствительности «нейтринного термометра»; это означает, что Солнце устроено иначе, чем считалось до сих пор. 2) Может оказаться, что при расчётах моделей используются неверные значения скоростей ядерных реакций; это означало бы, что шкала «нейтринного термометра» неправильно отградуирована. 3) «Нейтринный термометр» вообще может оказаться «испорченным», если по пути к Земле с нейтрино что-то происходит, например распад (если бы они оказались нестабильными частицами), осцилляции (переводящие нейтрино в невзаимодействующие с хлором состояния) и т.п. Для окончательного решения проблемы необходимо повысить чувствительность хлорного детектора, а также провести дополнительно эксперименты с детекторами, чувствительными к нейтрино меньших энергий, например 7 Li, 71 Ga, 87 Rb, 55 Mn. Др. важная задача Н. а. — наблюдение солнечных нейтрино от реакции 1 H + p + e- ® 2 H + ne (с помощью детекторов 37 Cl и 7 Li), которая обязательно сопутствует водородному циклу. Их обнаружение явилось бы доказательством протекания водородного цикла на Солнце, исключило бы гипотезы об аномальных свойствах нейтрино и тем самым подтвердило правильность заключения о том, что CNO-цикл не вносит заметного вклада в генерацию энергии на Солнце (если бы CNO-цикл вносил основной вклад, в детекторе Девиса должно было бы образовываться около 300 атомов 37 Ar).

  Нейтринные вспышки. Потоки нейтрино от др. «спокойных» звёзд, даже самых близких, очень малы и не могут быть зарегистрированы современными методами. Вместе с тем вполне осуществимой представляется задача наблюдения нейтринных вспышек от звёзд в момент их гравитационного коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звёзды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой вспышки ~0,01 сек (потоки нейтрино у Земли 1010 —1012 нейтрино/см2 за вспышку). Измеряя время запаздывания начала вспышки, зарегистрированного детекторами в разных местах земного шара, можно установить направление прихода нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы водородсодержащим сцинтиллятором массой в несколько сотен т в виде характерной серии импульсов. Такие эксперименты планируются в СССР и в США.

  Нейтринная астрофизика. Необходимость исследования астрофизических явлений с участием нейтрино породила новую ветвь в астрофизике — нейтринную астрофизику. По современным представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с увеличением температуры, оказывает решающее влияние на картину эволюции звёзд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает ~ 109 K и выше. Это связано с тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих, внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звёздами. Примером является влияние гипотетического электронно-нейтринного взаимодействия (предсказываемого универсальной теорией слабого взаимодействия; см. Нейтрино ) на эволюцию ядра планетарных туманностей, учёт которого позволяет согласовать наблюдаемые данные о времени эволюции с теоретическими расчётами; в свою очередь, возможность такого согласования является аргументом в пользу существования этого взаимодействия.