Aniq fanlar

β - NURLANISh TABIATI
Radiaktiv nurlanish tarkibadagi β-nurlari bu manfiy zaryadli elektronlar ekanligi tajribada aniqlangandan so’ng, bu nurlanish tabiatini oydinlashtirish zaruriyati tug’ildi. Kvant nazariyasiga asosan, Geyzenbergning noaniqlik prinsipidan elektron yadro tarkibiga kiruvchi mustaqil zarracha bo’lishi mumkin emas. β- nurlanish nazariyasi italiyalik fizik E.Fermi tomonidan 1934 yilda taklif etildi. E.Fermi 1901 yilda Rim shahrida tug’ilgan va 1954 yil Amerikaning Chikago shahrida vafot etadi. U 1942 yildan 1945 yillar mobaynida atom bombasini yaratishda ishtirok etadi. Fermi nazariyasi bo’yicha elektron yadro tarkibiga kirmaydi, balki neytron protonga aylanganda elektron va anti neytrino vujudga keladi. Xuddi shuningdek, proton neytronga aylanishi natijada pozitron va neytrino hosil bo’ladi:

Nazorat savollari:
1. Atomdan ham elementarroq zarracha mavjudligini tasdiqlovchi tajribalar.
2. Rentgen kashfiyoti. X nurlar tabiati.
3. Tabiiy radioaktivlik. Radioaktiv nurlar tabiati.
7- seminar mavzusi
Zamonaviy fizikaning dolzarb muammolari.
XX asrning birinchi choragida tabiatshunoslik tarixida ikkinchi ilmiy inqilob bo‘lib o‘tdi, u mumtoz gravitatsion fizik-kosmologik olamni tasavvur etilishini butunlay o‘zgarishiga olib keldi. Bu inqilob A.Eynshteyn (1879-1955) ishlari tufayli sodir bo‘ldi. Olamni yangicha tasavvur etishni yaratishda uning ikkita fundamental fizik nazariyasi- maxsus va umumiy nisbiylik nazariyalari hamda kvant nazariyalari tayanch bo‘ldi. Nyutonning fizik (gravitatsion-mexanik) olam tasviri XIX asrda Maksvell-Lorens elektrodinamikasi bilan to‘ldirildi va fazo, vaqt, massa kabi mustaqil borliq tasavvurlariga tayanar edi. Fazo Yevklid tasavvuridek- yassi, uch o‘lchamli, cheksiz bo‘lib tasavvur etilardi. Materiya esa elektr zaryadli qismlardan (elektron va proton) tuzilgan neytral atomlardan iborat deb fikrlanardi. Ikki xil fundamental, bir-biri bilan bog‘lanmagan mexanik va elektromagnit hodisalar turi ma’lum edi. Ularning qonunlari masshtabga hamda jismlarning holati va harakatiga bog‘liq emas deb hisoblanardi.
Mexanikada Galiley davridan tinch turgan yoki tekis va to‘g‘ri chiziqli harakatlanayotgan tizimlarda mexanik hodisalar bir xildir degan nisbiylik tamoyili singib ketgan edi. Bunda bitta absolut tizim - Kosmosni to‘ldirib turgan va yorug‘lik hodisalarini to‘lqinli nazariyasi orqali tushuntirish uchun Dekart tomonidan kiritilgan olam efiri fikran olinib, unga nisbatan qolgan barcha jism va tizimlarning harakatlari olib ko‘rilardi. Yorug‘lik efirning harakat shakli deb hisoblanilardi. Tortishish ham noma’lum tabiatiga ega, shuningdek, alohida va absolut, materiyaning tug‘ma sifati deb hisoblanardi. Mikroskopik jismlar kuzatuvlaridan ochilgan qonunlar butun olamga, ya’ni mikrodunyodan tortib kosmologik dunyogacha ekstrapolatsiya qilinardi. Lekin XIX asr oxirlarida bunday tasavvurda paradokslar, nazariya bilan kuzatuvlar orasidagi ziddiyatlar chiqa boshladi. Shunday paradokslardan biri Maykelson tajribasining natijasi bo‘ldi, u 1881-yili to‘g‘ridan-to‘g‘ri kuzatuvlaridan olam efirini, to‘g‘rirog‘i, Yer harakatlanishi tufayli hosil bo‘luvchi efir shamolini. qayd etmoqchi bo‘ladi. Lekin Maykelson tajribalarida yorug‘lik tezligi o‘zgarmas, yorug‘lik nuri va Yerning o‘zaro harakatlanish yo‘nalishlariga bog‘liq emasligi aniqlandi. Avvaliga fiziklar bu sirli effektni Galiley nisbiylik tamoyili ruhida, ya’ni Yerning harakati olam efiriga nisbatan sezilmasligi bilan tushuntirildi, lekin olam efiri mavjudligiga shubha qilinmas, binobarin, Yerning unga nisbatan harakati realdir deb hisoblanardi. Yerni olam efiri orasidagi real harakatining sezilmaslik effekti ilk bor 1904-yilda A.Puankare tomonidan nisbiylikning yangi tamoyili deb nomlandi.
Fiziklar oldida ham mexanik, ham elektromagnit hodisa va jarayonlarni yagona asosda tushuntirib bera oladigan yangi fundamental nazariyani axtarish muammosi turdi. Bu muammoni 1905-yilda maxsus nisbiylik nazariyasini (MNN) yaratilishi bilan A.Eynshteyn hal qildi. Yerning olam efiriga nisbatan harakati sezilmasligi ta’qidlanishidan u bunday absolut hisob tizimining o‘zi yo‘q degan hulosaga keladi va olam efiri g‘oyasidan butkul kechadi. Eynshteynda absolut fizik obyekt sifatida to‘rt o‘lchamli fazo-vaqt olindi. Undan tashqari, vakuumda yorug‘likning tezligi o‘zgarmasdir degan aqidani kiritadi, va har qanday o‘zaro fizik ta’sirlashuvida yorug‘likning tezligi maksimaldir degan hulosaga keladi. Maxsus nisbiylik nazariyasining fundamental hulosalaridan biri bu mashhur Emc2 munosabati bo‘ldi, u yulduzlar nurlanish energiyasining manba muammolarini hal etishda kelajak sari yangi yo‘llarni ochardi.
Eynshteyn. Albert Eynshteyn 1879-yil 14-martda Ulm shahrida (Germaniya) mayda savdogar German Eynshteyn oilasida tug‘ildi. Otasi nisbatan to‘qroq va barqaror hayot ko‘rish uchun oilasi bilan u shahardan bu shaharga, u mamlakatdan bu mamlakatga tez-tez ko‘chib yurgan. Albert tugallangan o‘rta ma’lumotga ega bo‘laolmadi va 16 yoshida Syurixdagi (Shveytsariya) Oliy texnika maktabiga kirishga harakat qiladi. Kirish imtihonlaridan yiqilgandan so‘ng u shveytsariyalik Aarau kantonidagi viloyat o‘rta maktabiga o‘qishga kiradi. Ushbu maktabni 1896-yili tugatgandan so‘ng u yana o‘sha, Syurixdagi Oliy politexnika maktabiga pedagogika fakultetiga o‘qishga kiradi. Eynshteynning o‘qishi tekis kechmagan. U majburiy mashg‘ulot va ekzamenlarni hushlamasdi va uning o‘zini qiziqtirgan narsa bilan shug‘ullanishni afzal ko‘rardi. Maktab tugatganligi haqidagi diplomni u 1900-yil 2-avgustda oldi. Maktabni tugatgandan so‘ng Eynshteyn uchun mashaqqatli kunlar boshlandi. Italiyada yashagan oilasi uni mablag‘ bilan ta’minlay olmasdi, oilaning ahvoli nochor edi, uning ustiga 1902-yilda otasi ham vafot etadi. Eynshteyn boshiga tirikchilik qayg‘usi tushdi. U pedagogik faoliyat bilan shug‘ullanishga urinib ko‘rdi. 1901-yilning may oyidan boshlab u Vintetura shahridagi texnikumida bir necha oy matematikadan dars berib yurdi. Xuddi shu yili u o‘zining Kapillyarlik hodisalaridan xulosalar. nomlangan birinchi ishini e’lon qiladi. Undan so‘ng u bir necha oy repetitor sifatida ishlab yurdi, va nihoyat 1902-yilda Berndagi Shveytsariyalik patent byurosida texnik nazoratchi doimiy lavozimini egalladi. Bu lavozimda u 1902-yilning 23-iyunidan 1909-yilning 15-oktabriga qadar egallab turdi. Aynan shu yerda, Berndagi patentlar byurosining kamsuqum xizmatchisi lavozimida ishlab yurib, Eynshteyn mashhur olimga aylandi.
Eynshteynning dastlabki ishlari molekulyar fizika va termodinamikaga bag‘ishlangan edi. Ushbu tadqiqotlar davomida Eynshteyn u vaqtda uning mavjudligi haqida bilmagan broun harakati nazariyasini yaratadi. Bunga taalluqli maqola, Molekulalarning o‘lchamlarini yangicha aniqlash., 1905 yilda bosilib chiqdi. Xuddi shu yili Annalen der
Physik.ning 17 jildida yorug‘likning kvant xususiyatlariga bag‘ishlangan
Yorug‘lik paydo bo‘lish va o‘zgarishiga doir bitta evristik nuqtayi nazari haqida. maqolasi paydo bo‘ldi; xuddi shu jildda yana bitta, maxsus nisbiylik nazariyaning asoslarini o‘z ichiga mujassamlashtirgan
Harakatlanuvchan muhitlar elektrodinamikasiga doir. maqolasi bosilib chiqdi. Bu maqolalarning har biri muallif nomini abadiylashtirishga yetarli ishlar edi.
1906-yilning yanvar oyida Eynshteyn doktorlik dissertatsiyasini himoya qiladi. 1905 – 1908-yillarda bosilib chiqqan broun harakatiga doir Eynshteynning ishlari siklidan birinchisi bu Molekulalar o‘lchamlarining yangicha aniqlash. maqolasi bo‘ldi. 1907-yilda Eynshteyn issiqlik sig‘imi kvant nazariyasini yaratadi.
1908-yilda Eynshteyn Bern universitetining privat-dotsenti etib tasdiqlanadi. 1909-yilda u Syurix universiteti ekstraordinar professori lavozimiga saylanadi va patentlar byurosi bilan
xayrlashadi.
1911-yilda Eynshteyn Pragaga nazariy fizika professori bo‘lib ko‘chib o‘tadi. Bir yildan so‘ng u yana Syurixga qaytadi, endi u bir paytlari o‘zi tahsil olgan Oliy texnika maktabi professori lavozimidadir. Bu joyda u 1914-yil aprel oyiga qadar bo‘ldi, bunda u Berlindagi Prussiya fanlar Akademiyasiga a’zoligiga saylanadi va Berlinga ko‘chib o‘tadi. Bu yerda u umumiy nisbiylik nazariyasini yaratadi, Gaz bilan birgalikda A .Eynshteyn Amperning molekulyar toklari mavjudligini isbotlovchi mashhur tajribani o‘tkazadi (Eynshteyn – de Gaaz effekti). 1922-yilda Eynshteynga Nobel mukofoti beriladi.
Yigirmanchi yillarda Eynshteyn natsistlar tomonidan quvg‘inga uchraydi. Natsistlar hukumat tepasini egallaganlaridan so‘ng Eynshteyn Prussiya fanlar Akademiyasi tarkibidan chiqadi va Germaniyani tark etadi. U AQShdagi oliy tadqiqotlar Prinston instituti taklifini qabul qiladi va 1933-yil aprel oyidan ushbu institutning a’zosi etib tayinlanadi.
Eynshteyn o‘zi chiqargan massa va energiya orasidagi munosabatning fojeali amalga oshirilishigacha yashadi. Aynan Eynshteyn 1939-yilda prezident Ruzveltga yuborilgan atom energiyaga doir ishlarni tezlashtirish lozimligi haqidagi xatni imzolagandi.
Eynshteyn Xirosima va Nagasaki fojeasini qattiq qayg‘u bilan kutib oldi. 1955-yil 18-aprelida sodir etilgan vafotiga qadar, u tinchlikga, atom urushini bartaraf etishga da’vat qilib keldi.
1916-yilda Eynshteyn umumiy nisbiylik nazariyasini (UNN) yaratadi, u nyutonian tortishish nazariyaning umumlashtirilgan holi bo‘ldi (MNN UNNga xususiy hol sifatida kiritildi). Yangi nazariya fazo, vaqt va tortishish oralarida katta bog‘lanishni o‘rnatar edi. UNNning birinchi
muvaffaqiyati 1859-yillardayoq ochilgan Merkuriy perigeliysi harakat tezligi orttirmasini (yuz yillikda 43.) tushuntirib berishi bo‘ldi. Tortishish ta’siri fotonlar oqimi sifatida yorug‘likga ham tarqalgani uchun, UNNdan yulduz oldidan o‘tayotgan yorug‘lik nuri o‘sha yulduz tomon og‘ishi kerak degan hulosa kelib chiqardi. Bu hodisa 29-may 1919-yildagi to‘liq Quyosh tutilishida A.S.Eddington va F.U.Daysonlar tomonidan aniqlandi. Shunday qilib, UNN eng yirik masshtablardagi Koinotning yangi xususiyatlari va qonuniyatlarini ochishga va relyativistik kosmologiya yaratilishiga poydevor bo‘ldi. UNN tenglamalarining yechimi umumiy holda Koinotning matematik modelini tuzishga imkon berdi. Fazo qiyaligining radiusi o‘zgarmas deb hisoblansa, ya’ni umuman vaqt bo‘yicha Koinot barqarorligi tasavvuridan kelib chiqqan holda Eynshteyn Koinot fazo bo‘yicha chekli, lekin vaqt bo‘yicha cheksiz (abadiy) bo‘lishi kerak va Koinot modeli shakli to‘rt o‘lchamli silindr ko‘rinishiga ega degan hulosaga keladi. Bu yechimda azaldan uni aniqlovchi ta’qid, ya’ni qadim kosmologiyalardagi qo‘zg‘almas Yer tamoyili singari aqida kiritilgan edi. Lekin endi bu Koinot barqarorligi tamoyili edi. Bu aqidani qabul qilgan Eynshteyn o‘zi yaratgan nazariyasining shumligi. bilan to‘qnash keldi: (>0)da itarish ma’nosiga ega qo‘shimcha o‘zgarmas kattalik ()ni kiritmaguncha olam tenglamalarining yechimi olamning barqaror modelini bermasdi. 1922-yilda Fridman UNN tenglamalarini qayta tahlil qilib chiqdi va bu tenglamalar o‘zidan-o‘zi Koinot shakli, chekli yoki cheksizligi haqida bir yoqlama javob bermaydi degan hulosaga keldi. Fridmanning ayrim modellari qiyalik radiusi monoton ortib boruvchi Koinotni tasvirlab berardi. Yaxlit ko‘rinishidagi Koinot bir safar nuqtadan, ikkinchi safar qandaydir nulga teng bo‘lmagan hajmdan boshlab kengayuvchi bo‘lib chiqardi. Boshqa modelda fazoning qiyalik radiusi t vaqt ichida nuldan qandaydir kattalikgacha ortar, so‘ng nulgacha kamayar edi. Fridman bo‘yicha Koinot zichligi ham vaqtga bog‘liq bo‘lib, qiyalik radiusi kubiga teskari proporsional o‘zgarib boradi. Fridman ko‘rsatishicha, Eynshteynning barqaror Koinot. modeli UNN tenglamalarining xususiy holdagi yechimining ko‘rinishi ekan. Shunday qilib, Fridman UNN yechimi albatta Koinot chegaralanganligiga olib keladi degan Eynshteynning fikrini rad etadi.
Fridmanning kengayuvchi Koinot modeli tezda o‘z isbotini olis galaktikalar harakatlanishi kuzatuvlaridan topdi (V.M.Slayfer (1875-1969), V.de Sitter (1872-1934)). Ularning kuzatuv natijalaridan G.Veyl galaktikalarning o‘zaro o‘zoqlashib qochishi o‘zaro masofalariga proporsionalligini ko‘rsatdi. Bu g‘oyalar ta’sirida amerikalik E.P.Xabbl (1889-1953) galaktikalarning nuriy tezliklari (Vr) tahlili bilan shug‘ullandi va 1929-yilda eng muhim kosmologik qonunlaridan birini o‘rnatdi (r  H  r (Xabbl qonuni), H  50  Aleksandr Fridman
100 km  s  Mpk (Xabbl doimiysi)). Xabbl tomonidan butun kuzatilayotgan Koinot kengayishining ochilishi va keyinchalik bu qonunning isbotlanishi Fridman boshlagan kosmologik olam tasvirining almashuvini nixoyasiga yetkazdi. Kosmologiyada uzoq davrgacha beqaror, umumiy rivojlanayotgan, barcha narsani qamrab oluvchi yagona tizim ko‘rinishidagi relyativistik Koinot tasviri mustahkamlandi. Umuman olganda, bundan qandaydir chekli vaqt ilgari hayolan qamrab olingan fazo-vaqt-materiya. fizik kompleksi paydo bo‘lishi va uning yo‘nalgan rivoji haqida tasavvur o‘rnatilayotgan edi. amerikalik astronom, 1889-yil 20-noyabrda AQShda, Missuri shtatidagi Mershfild shahrida tug‘ilgan. Fizika- matematika ta’limotini Chikago universitetida 1910-yilda, undan so‘ng yuridik ma’lumotini Angliyadagi Oksford universitetida 1910 – 1912-yillarda oldi va advokatlik amaliyot bilan shug‘ullana boshladi. 1914-yildan boshlab u butunlay astronomiya bilan shug‘ullana boshlagandi, ammo uning ilmiy faoliyati birinchi va ikkinchi jahon urushlari davrida harbiy xizmatga chaqirilishi munosabati bilan uzilib turdi. 1914 – 1917-yillarda u Yyerk rasadxonasining direktori E.Forstning assistenti, 1919-yildan boshlab esa, u vaqtlarda dunyoda eng katta 100-dyuymli reflektorga ega Kaliforniyadagi Maunt Vilson rasadxonasining xodimi sifatida ishlab keldi. Shuningdek, u Maunt Palomar rasadxonasi uchun qurilayotgan yanada kattaroq, 200-dyuymli teleskop yaratilishida faol ishtiroq etdi va qurilishi 1948 yilda tugatilgandan so‘n ushbu teleskopda birinchi kuzatuvchilaridan biri bo‘lib qoldi. Fanga qo‘shgan uning dastlabki muhim ilmiy ulushlaridan yorqin gaz-chang va emission, shu jumladan, planetar tumanliklarining tadqiqi bo‘ldi. 1922-yilda u, gaz-chang tumanliklari eng yaqin yulduzlarning akslangan yorug‘ligidan yoritilishini va tumanligining yorqinligi yoritayotgan yulduzning ravshanligiga bog‘lanishini topdi, ikkinchilari esa, ya’ni, emission tumanliklar yuqori haroratli nurlanishni fluoressensiya kabi qayta nurlantirishlarini ko‘rsatib berdi. Ammo uning eng muhim ishlari spiralsimon tumanliklaridagi va umuman galaktikalar dunyosidagi buyuk kashfiyotlari bo‘ldi. 1923 – 1924-yillarda u Andromeda tumanligi (M 31) va boshqa ikkita spiralsimon tumanliklar M 33 hamda NGC 6822 larning yulduzli tarkibini isbotlab berdi, ulardagi sefeidalar mavjudligini aniqlab, ishonchli tarzda eng yaqinigacha bo‘lgan masofasini aniqladi (M31 gacha 900000 yorug‘lik yil), bu esa, kuzatiladigan Koinot orolli tuzilishiga ega ekanligining yana bir isboti bo‘ldi. 1000 dan ziyod galaktikalarni o‘rganib chiqib, u 1925-yilda hanuzgacha qo‘llanib kelinayotgan birinchi sinflashtirish tizimini ishlab chiqdi. Nihoyat, galaktikadan tashqari astronomiyadagi fundamental kashfiyot Xabbl nomi bilan bog‘liq va undan zamonaviy kuzatuv kosmologiyasi boshlangan. . 1931-yilga kelib Xabbl bu qonunini yanada olisroq galaktikalarning yangi kuzatuv ma’lumotlari bilan tasdiqladi, va hozirgi kunda uning ta’siri, shu jumladan radiodiapazonda ham, kvazarlar bo‘yicha 10 mlrd yorug‘lik yili masofagacha axtarib topilgan. Proporsionallik koeffitsiyenti N, yoki Xabbl doimiysi, kosmologiyada fundamental doimiy kattaliklaridan biri deb hisoblanadi. O‘zining davrida galaktikalargacha bo‘lgan masofalarni chamalashlarida Xabblning topgan 550 km/(s*Mpk) kabi qiymati ancha kichraytirilgan, hozirda u bir qancha aniqlashlardan so‘ng 75 (aniqrog‘i, 50 dan 100 gacha) km/(s*Mpk) ga teng deb olinadi. Tezda anglab olingan sodda, ammo chuqur ma’noga ega Xabbl doimiysi bizni o‘rab turgan Koinot haqidagi tasavvurlarimizni tubdan o‘zgartirib yubordi, biroq boshida u astronomlar hamda faylasuflar orasida keskin bahslarni keltirib chiqardi.