Plitalar tektonikasi

Sirti qattiq bo‘lgan sayyoralar o‘z tadrijiy rivojlanish yo‘nalishi mobaynida qattiq qizish jarayonini boshdan kechiradi. Gaz-chang buluti nazariyasiga ko‘ra, qattiq sayyoralarning qizish davridagi issiqlik energiyasining asosiy qismi ularning sirtiga turli kosmik jismlarning katta tezlikda kelib urilishi evaziga hosil qilinadi. Bunda sayyora sirtiga kelib uriluvchi kosmik jismlarning qulash tezligi shu darajada katta bo‘ladiki (soniyasiga bir necha kilometr), kelib urilgan obyektning barcha kinetik energiyasi bir zumda issiqlik energiyasiga aylanib ketadi. Chunki bunda, harakat tezligi to‘qnashuv paytida bir lahzaning o‘zida keskin ravishda, nolgacha tushib ketadi. Bunday ulkan miqdordagi issiqlik energiyasi Quyosh tizimining barcha ichki sayyoralari - Merkuriy, Venera, Yer va Mars uchun to‘liq yoki, qisman parchalanib ketishga yetarli bo‘lmagan bo‘lsa-da, biroq, qattiq qizib, nisbatan yumshoq holga kelishi uchun kifoya qilgan. Qattiq qizish jarayonida esa, sayyora tarkibini hosil qilgan moddalarning nisbatan zichligi katta va og‘irroqlari sayyora markaziga cho‘kib borib yadro hosil qilgan bo‘lsa, zichligi kamroq va yengilroq moddalardan iborat jinslar esa, aksincha, yuzaga qalqib chiqib, qobiq qatlam hosil qilgan. Qattiq sayyoralarning barchasi o‘z tarixida ushbu jarayonni boshdan kechirgan bo‘lib, ilm-fanda magma differensiatsiyasi deb nomlanuvchi mazkur jarayon orqali Yer sayyorasining ichki tuzilishi ham tushuntiriladi.

De Broyl nisbati

Kvant zarrachasining to‘lqin uzunligi uning impulsiga teskari proporsionaldir

Subatom dunyosining eng qiziq jihati shundaki, ushbu olam vakillari bo‘lmish elektronlar, fotonlar va shu kabilar biz ko‘nikib qolgan makrodunyo obyektlariga mutlaqo o‘xshamaydi. Ular o‘zini tutishida na to‘lqin tabiatini va na zarracha tabiatini namoyon qiladi, balki, vaziyatga ko‘ra, ham to‘lqin ham korpuskulyar xossalar namoyon qiluvchi tamomila o‘zga olamdirlar. Kvant zarrachalari olami deb nomlanuvchi bu mikrodunyo vakillarining yuqoridagi xossalarini kashf qilish va tushunib yetishning o‘zi mushkul bo‘lgan edi. Ushbu bir-biriga bog‘liq, lekin anglash uchun g‘oyat murakkab bo‘lgan turli fizik xususiyatlarni, ya'ni kvant zarrachalarning ham korpuskulyar va ham to‘lqin xossalarini yagona aniq matematik tenglama orqali umumlashtirib ifodalash esa, bundan ham mushkul vazifa o‘laroq namoyon bo‘lar edi. Aynan shu mujmal va mushkul vazifa de Broyl nisbati orqali oydinlashdi.

Stefan-Bolsman qonuni

Mutlaq qora jismning yorqinligi, uning haroratining to‘rtinchi darajasiga teng.

Qizigan jismlar turli to‘lqin uzunliklariga ega bo‘lgan elektromagnit nurlanishlar taratadi. Biz biror jism haqida "qip-qizarib qizib ketibdi" deganimizda, shu narsa oydinlashadiki, mazkur jismning harorati, uning issiqlik nurlanishi spektrning ko‘zga ko‘rinadigan qismida sodir bo‘ladigan darajada baland ekan. Jarayonga atomlar miqyosida nazar tashlasak, nurlanish bu - qo‘zg‘atilgan atomlar tomonidan fotonlarning uchirib chiqarilishi natijasi ekanligini ko‘rgamiz. Issiqlik nurlanishi energiyasining jism harorati bilan bog‘liqligini ifodalovchi fizika qonuni avvaliga amaliy tajriba natijalari asosida, Avstriyalik fizik Yozef Stefan tomonidan qayd qilingan bo‘lib, ushbu ilmiy qonunning nazariy asoslanishini esa, Stefanning yurtdoshi va shogirdlaridan biri - Lyudvig Bolsman tomonidan amalga oshirilgan.

Ushbu qonunning amalda qanday bajarilishini tasavvur qilish uchun, shunday narsani faraz qilamiz: Quyoshning qa'rida nur taratayotgan atomni tasavvur qiling. Uning taratgan nurini boshqa bir atom yutadi va u ham o‘z navbatida qayta nurlantiradi. Shu tarzda nur atomdan atomga uzatilib, zanjir tarzida tarqatiladi va shu sababli ham butun yalpi sistema umumiy energetik muvozanatni saqlab turadi. Muvozanat holatida, muayyan bir aniq chastotadagi yorug‘lik nurini bir atom biror joyda yutsa, huddi shu chastotadagi aynan shunday yorug‘lik nurini boshqa bir atom boshqa bir joyda nurlatadi. Natijada, spektrning har bir to‘lqin uzunligiga tegishli yorug‘lik nurlari intensivligi o‘zgarmasdan saqlanadi.
Quyosh ichakrisidagi harorat, uning markazidan uzoqlashgan sari pastlab boradi. Shu sababli ham, Quyosh sirtiga tomon harakatlanar ekan, yorug‘lik nurlanishining spektri atrof muhit haroratiga nisbatan balandroq haroratga ega darajalarga intilib-muvofiqlashib boradi. Natijada, Stefan-Bolsman qonuniga binoan, endilikda Quyosh sirtiga kelib qolgan yorug‘lik nurlanishi, nisbatan past energiya hamda, chastotlarda chiqa boshlaydi. Lekin, ayni damda, energiyaning saqlanish qonuniga muvofiq, ushbu yorug‘lik nurlanishi ko‘p sondagi fotonlarning uchib chiqishiga xizmat qila boshlaydi. Shu tarzda, mazkur fotonlarning Quyosh sirtiga yetib kelgan paytidagi spektral taqsimoti, Quyosh qa'ri markazining haroratiga (≈15000000 K) emas, balki, Quyosh sirtining haroratiga (taxminan ≈5800 K yoki, ≈6000 °C) muvofiq keladi.

Elektromagnit nurlanishlar spektri

Elektromagnit nurlanishlarning radioto‘lqinlardan boshlanib, gamma-nurlanishlar bilan yakunlanuvchi turli xillari mavjud bo‘lib, ular bir-biridan faqat to‘lqin uzunligiga ko‘ra farqlanadi xolos. Elektromagnit to‘lqinlar vakuumda yorug‘lik tezligida tarqaladi.

Maksvell qonunlarining kashf qilinishidan keyin, ushbu qonunlar o‘sha zamonda hali fanga ma'lum bo‘lmagan tabiat hodisasi - elektromagnit to‘lqinlarning mavjudligiga ishora berayotgani ma'lum bo‘ldi. Bunday to‘lqinlar o‘zaro bog‘liq elektr va magnit maydonlarining fazoda yorug‘lik tezligida tarqaluvchi tebranishlarini o‘zida namoyon qiladi. Ushbu mulohazalarni va o‘zi kashf qilgan qonunlardan kelib chiqadigan boshqa muhim xulosalarni Jeyms Klark Maksvell tenglamalar sistemasi ko‘rinishida ilmiy jamoatchilik e'tiboriga havola qilgan. Ushbu tenglamalarga ko‘ra, elektromagnit to‘lqinlarning vakuumdagi tarqalish tezligi shunchalik muhim va fundamental qiymat bo‘lib chiqdiki, uning butun olam uchun universial konstanta ekanligi vajidan, fizikagi boshqa tezliklarni ifodalash uchun qo‘llaniluvchi v belgisi o‘rniga, ushbu tezlik uchun (ya'ni, elektromagnit to‘lqinlarning tarqalish tezligi uchun) alohida bir belgi - c qo‘llanilishi kerakligiga qaror qilindi.

Ushbu kasfiyotdan keyin, Maksvell darhol shuni tushundiki, biz ko‘zlarimiz bilan koradigan oddiy yorug‘lik nurlari, ya'ni, ko‘rinuvchi yorug‘lik, tabiatda mavjud rang-barang elektromagnit to‘lqinlar xilma-xilligining atiga kichik bir qismi xolos ekan. Bu vaqtda ko‘zga ko‘rinadigan nurlar spektridagi yorug‘lik to‘lqinlarining to‘lqin uzunliklari allaqachon fanga ma'lum bo‘lib, ya'ni, binafsharang spektridan boshlab (400 nm) spektrning qizil qismi (800 nm) gacha bo‘lgan uzunlikka ega elektromagnit to‘lqinlarni odamzot bevosita, o‘z ko‘zi bilan tabiiy ravishda kuzatib kelayotgan edi. (nm - nanometr, ya'ni, 10⁻⁹ metr uzunlik).