quarta-feira, 27 de janeiro de 2016

Biografia de John William Strutt (Lord Rayleigh)

Lord Rayleigh
John William Strutt. Nasceu em Langford Grove, Essex, a 12 de Novembro de 1842, e, faleceu em Witham, Essex, a 30 de Junho de 1919, também conhecido como o 3º Barão de Rayleigh de Terling Place, Witham, condado de Essex. Lord Rayleigh foi um matemático e físico inglês, conhecido por suas pesquisas em fenômenos ondulatórios. Juntamente com o químico inglês Sir William Ramsay recebeu o Nobel de Física, em 1904, por pesquisas sobre a densidade dos gases mais importantes e pela descoberta do argônio.

Biografia

Entrou para o Trinity College, Cambridge (1861), onde estudou matemática com Edward Routh. Contemporâneo de Reynolds. Obteve o título de MA (Senior Wrangler) em 1865 e o primeiro Prêmio Smith de Cambridge. Casou com Evelyn Georgiana Mary Balfour em 1871, com quem teve quatro filhos. Em 1873 seu pai, John Strutt, 2º Barão de Rayleigh, faleceu. O título de 3º Barão de Rayleigh foi herdado de seu pai. Foi o segundo professor sênior na Universidade de Cambridge em seqüencia a James Clerk Maxwell. Destacou-se como membro da Royal Society, ingressando como fellow (professor) em 1873, eleito como membro da Royal Society de Edimburgo em 1886 e presidente da London Maths Society entre 1876 e 1878. Foi eleito Royal Society Bakerian Lecturer em 1902 e presidente da Royal Society entre 1905 e 1908. Recebeu o Nobel de Física, em 1904, por pesquisas sobre a densidade dos gases mais importantes e pela descoberta do argônio, em pesquisa realizada em conjunto com o químico inglês Sir William Ramsay.

Física

Influente pesquisador sobre teoria dos sons, óptica, espectroscopia, luz, cores, eletricidade, ressonância, vibrações e densidade dos gases destacou-se no estudo dos fenômenos ondulatórios. Postulou, em 1876, um padrão de comportamento do escoamento do ar, garantindo a possibilidade de um veículo se sustentar no ar, sem a necessidade de catapultas ou balões que o retirassem do solo, levantando pela primeira vez a hipótese de que um aparelho mais pesado que o ar conseguiria voar com os seus próprios meios, afirmação que seria de grande importância para estudos e projetos posteriores como os de Santos Dumont. Foi professor de física experimental e diretor do Laboratório Cavendish*, em Cambridge (1879-1884), período em que foi Professor Cavendish de Física. Lecionou também sobre filosofia natural na Royal Institution, Londres (1887-1905). Investigou a hidrodinâmica da cavitação, do movimento das ondas, de jatos instáveis, fluxo laminar, etc e foi, também, responsável pela determinação de unidades elétricas de medição. (*
A Cátedra Cavendish é uma das cátedras sênior de física da Universidade de Cambridge. Sua investidura foi concedida por William Cavendish, VII Duque de Devonshire, em memória de seu pai, Henry Cavendish. Em 1971 a cátedra foi renomeada oficialmente de Cavendish Professorship of Experimental Physics para Cavendish Professorship of Physics).

Dispersão de Rayleigh

A dispersão de Rayleigh (em homenagem a Lord Rayleigh) é a dispersão da luz ou qualquer outra radiação electromagnética por partículas muito menores que o comprimento de onda dos fótons dispersados. Ocorre quando a luz viaja por sólidos e líquidos transparentes, mas se observa com maior frequência nos gases. A dispersão de Rayleigh da luz solar na atmosfera é a principal razão pela qual o céu é azul. Se o tamanho das partículas é maior que o comprimento de onda, a luz não se decompõe em suas componentes cromáticas e todos os comprimentos de onda são igualmente dispersados, motivo pelo qual, ao atravessar uma nuvem, esta se vê como branca; o mesmo ocorrendo quando atravessa os grãos de sal e de açúcar. Para que a luz seja dispersada, o tamanho das partículas deve ser similar ou menor que o comprimento de onda. O grau de dispersão de Rayleigh que sofre um raio de luz depende do tamanho das partículas e do comprimento de onda da luz, dependências expressas de fato no coeficiente de dispersão; a intensidade da luz dispersada depende inversamente da quarta potência do comprimento de onda, relação conhecida como Lei de Rayleigh-Jeans. A dispersão de luz por partículas maiores a um décimo do comprimento de onda se explica com a Teoria de Mie (de Gustav Mie), que é uma explicação mais geral da difusão de radiação electromagnética.

Equacionamento

A intensidade I da luz dispersada por uma pequena partícula num feixe de luz de comprimento de onda λ e intensidade I0 é dada por:
 

I=I_0\,\frac{1+\cos^2\theta}{2\,R^2}\left(\frac{2\pi}{\lambda}\right)^4\left(\frac{n^2-1}{n^2+2}\right)^2\left(\frac{d}{2}\right)^6

Onde R é a distância à partícula, θ é o ângulo de dispersão, n é o índice de refração da partícula e d é o diâmetro da partícula.
No caso de luz polarizada (e não se pode generalizar) também podemos expressar:
 
I=I_0\,|\sigma(\theta,\phi)|^2\,\frac{(2\pi)^2}{(\lambda R)^2}
\sigma(\theta,\phi)=A(\theta)\sen{\phi}\,\hat e_\phi+B(\theta)\cos{\phi}\,\hat e_\theta


Onde agora a parte dos símbolos anteriores temos o coeficiente de dispersão σ, e os ângulos em coordenadas esféricas θ e Φ. Onde seus vetores unitários se definem referidos ao plano que definem o vetor que contém a direção de propagação da radiação e o vetor que contém a direção da polarização da onda incidente. A parte temos os coeficientes da matriz de Lennard-Jones perpendicular A(θ) e paralelo B(θ) ao plano de dispersão. A distribuição angular da dispersão de Rayleigh, que vem a ser dada pela fórmula (1+cos²θ), é simétrica no plano perpendicular à direção da luz incidente, portanto a luz dispersada iguala-se à luz incidente. Integrando a área da esfera que cerca una partícula obtemos a seção de choque da dispersão de Rayleigh, σs:
 
\sigma_s=\frac{2\pi^5}{3}\frac{d^6}{\lambda^4}\left(\frac{n^2-1}{n^2+2}\right)^2
 

O coeficiente de dispersão para um grupo de partículas é o número de partículas por unidade de volume N vezes a seção transversal. Como em todos os efeitos de onda, na dispersão incoerente as potências são somadas aritmeticamente, ainda que na dispersão coerente (como acontece quando as partículas estão muito próximas umas das outras) os campos são somados aritmeticamente e a soma deve ser elevada ao quadrado, para obter a potência final.


Por que o céu é azul?

Primeiramente, deve-se salientar que a explicação para esse fenômeno envolve muitos conhecimentos especializados, tais como, a fisiologia do olho humano, a nossa percepção às cores, bem como o processo físico que tem o nome de “espalhamento”. Como as cores que enxergamos fazem parte de uma pequena parcela do espectro eletromagnético, a qual compreende os tamanhos de, aproximadamente, 380 a 720 nm de comprimento de onda (violeta a vermelho, respectivamente), existem algumas que são mais espalhadas do que outras, o que podemos concluir apenas observando a equação mostrada anteriormente: a intensidade da luz varia com λ−4, ou seja, para comprimentos de onda pequenos, como é o caso do violeta (~400 nm) e azul (~450 nm), há um maior espalhamento em relação ao resto da luz visível, ainda sendo o do violeta maior que o do azul. Nesse momento, surge a dúvida "mas por que enxergarmos o céu com coloração azul se há, de fato, um maior espalhamento de ondas de cor violeta?". Isso se explica pelos outros dois fatores salientados anteriormente: a fisiologia do olho humano e a nossa percepção às cores. O conjunto olho humano - cérebro é o responsável por enxergarmos a coloração azulada, pois no olho existem células chamadas "cones", que nos dão a possibilidade de percepção das diferentes cores, e são muito mais sensíveis ao vermelho, verde e, principalmente, ao azul. Por causa dessa característica, é possível entender o porquê de enxergarmos o céu com a coloração azulada, ao invés da roxa. O céu de outros planetas também sofre o efeito do espalhamento. Marte, por exemplo, tem o céu variando desde a cor cinza até rosa alaranjada, devido ao fato de a atmosfera marciana ser muito rarefeita e empoeirada. Isso foi confirmado pelos módulos de pouso das sondas espaciais, norte-americanas, Viking nos anos de 1970 e pelos “rovers” (pequenos carrinhos) norte-americanos Spirit e Opportunity em 2004. O espalhamento de luz atmosférica é dominado não pelas moléculas de gás (no caso de Marte a maior parte delas é dióxido de carbono), mas por partículas de poeira que estão em suspensão. Essas partículas são maiores do que os comprimentos de onda da luz visível e elas são avermelhadas, pelo óxido de ferro, como o solo marciano. Não é apenas espalhamento Rayleigh, de modo que o espectro de potência é diferente.

E de fora do planeta, enxergamos a Terra de que cor?

O primeiro ser humano a ir ao espaço foi o russo Yuri Gagarin e isso aconteceu no dia 12 de Abril de 1961. Gagarin permaneceu 1 hora e 48 minutos circulando em torno da Terra a bordo de uma pequena cápsula chamada Vostok 1, a uma altitude de máxima de 327,7 quilômetros. Olhando a Terra a partir do espaço Gagarin disse uma frase que ficou célebre: “A Terra é azul”. Poderíamos dizer que essa afirmação, “a Terra é azul”, era óbvia e nem precisamos ir ao espaço para saber que a Terra é azul. Afinal, todos os dias ao acordarmos vemos um céu fortemente azul, acima de nós. Essa resposta, entretanto, não é óbvia, visto que a origem dessa cor é bem diferente da cor azul que vemos quando estamos no solo terrestre. O efeito dominante que faz com que, do espaço, vejamos nosso planeta azul é a maior absorção de longos comprimentos de onda pelos oceanos terrestres. São os oceanos terrestres (71% da superfície da Terra é coberta por superfícies líquidas) que dão a ela a cor azul, quando é vista por alguém que está no espaço.

Observações

Cabe destacar que, apesar do uso do termo fóton, a lei de dispersão de Rayleigh foi desenvolvida antes do desenvolvimento da mecânica quântica e portanto, não se baseia fundamentalmente na teoria moderna sobre a interação da luz com a matéria. Não obstante, a dispersão de Rayleigh é uma boa aproximação da forma pela qual a luz é dispersada por partículas muito menores que seu comprimento de onda.


Lei de Rayleigh-Jeans

Em física, a Lei de Rayleigh-Jeans, primeiramente
Comparação da Lei de Rayleigh-Jeans com a
Lei de Wien e a Lei de Planck, por um corpo
de temperatura de 8 mK (pic: sfu).
proposta no início do século XIX, com o objetivo de descrever a radiação espectral da radiação eletromagnética de todos os comprimentos de onda desde um corpo negro a uma temperatura dada. Expressa a densidade de energia de um radiação de corpo negro de comprimento de onda λ como

 f(\lambda) = 8\pi k\frac{T}{\lambda^4}
 

também sendo escrita na forma
 
B_\lambda(T) = \frac{2 c k T}{\lambda^4}
 

onde λ está em metros, c é a velocidade da luz, T é a temperatura em Kelvins, e k é a constante de Boltzmann.

A lei é derivada de argumentos da física clássica. Lord Rayleigh obteve pela primeira vez o quarto grau da dependência do comprimento de onda em 1900; uma derivação mais completa, a qual incluía uma constante de proporcionalidade, foi apresentada por Rayleigh e Sir James Jeans em 1905. Esta agregava umas medidas experimentais para comprimentos de onda. Entretanto, esta predizia uma produção de energia que tendia ao infinito já que o comprimento de onda se fazia cada vez menor. Esta ideia não se sustentava pelos experimentos e a falta se conheceu como a "catástrofe ultravioleta"; entretanto, não foi, como as vezes se afirma nos livros-texto de física, uma motivação para a teoria quântica. A lei concorda com medições experimentais para grandes comprimentos de onda mas discorda para comprimentos de onda pequenos. Em 1900 Max Planck revisou a lei, obtendo uma lei um tanto diferente, a qual estabeleceu:
f(\lambda) = 8\pi hc \frac{\lambda^{-5}}{e^\frac{hc}{\lambda kT}-1}
 

que pode ser escrita também na forma
 
B_\lambda(T) = \frac{2 c^2}{\lambda^5}~\frac{h}{e^\frac{hc}{\lambda kT}-1}
 

onde h é a constante de Planck e c é a velocidade da luz. Esta é a Lei de Planck expressa em termos de comprimento de onda λ = c /ν. A lei de Planck não sofre de uma "catástrofe ultravioleta", e assim de acordo com os dados experimentais, mas seu pleno significado só se apreciaria vários anos mais tarde. No limite de temperaturas muito altas ou grandes comprimentos de onda, no termo exponencial se converte no pequeno, pelo que o denominador se converte em aproximadamente hc / kT λ série de potências de expansão. Isto lhe dá o nome de Lei de Rayleigh-Jeans.

Condecorações

- Prêmio Smith em 1865.
- Medalha Real da Royal Society em 1882.
- Medalha De Morgan da London Mathematical Society em 1890.
- Medalha Matteucci da Sociedade Italiana de Ciências em 1894.
- Medalha Copley da Royal Society em 1899.
- Nobel de Física em 1904.
- Medalha Elliott Cresson do Instituto Franklin em 1913.
- Medalha Rumford da Royal Society em 1920.


Referências

https://pt.wikipedia.org/wiki/John_William_Strutt
https://pt.wikipedia.org/wiki/Dispersão_de_Rayleigh
https://pt.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Rayleigh-Jeans
https://pt.wikipedia.org/wiki/Professor_Cavendish_de_Física

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