Nom, Prénom : Classe : Contrôle physique

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Contrôle physique-chimie n°1
Attention : Accordez de l’importance à l’orthographe et au soin apporté à votre copie. Veillez également à
justifier vos réponses autant que possible. L’usage de la calculatrice est autorisé (et très fortement conseillé !).
Exercice 1 : Questions de cours (6,5 points)
1) Complétez le texte à trou suivant (aucune justification n’est attendue) :
L’espace qui constitue l’atome, tout comme l’univers, est essentiellement vide, on peut donc les qualifier tous les
deux de lacunaires.
Les planètes qui n’appartiennent pas à notre système solaire sont appelées éxoplanètes, elles sont organisées dans
des systèmes planétaires extrasolaires.
2) Quel type de corps émet un rayonnement dont le spectre est continu ? Donner deux exemples. Quel effet peut
être observé au niveau de son spectre lorsque sa température augmente ?
Un corps dense et chaud émet un rayonnement dont le spectre est continu, on pourra par exemple citer un filament
de lampe à incandescence, ou la surface d’une étoile. Lorsque la température du corps augmente, 2 effets sur la
lumière qu’il émet sont observables : l’intensité de celle-ci augmente, et son spectre « se décale » vers la couleur
violette.
3) Quel lien pouvez-vous faire entre le spectre d’émission d’une substance et le spectre d’absorption de la même
substance ?
Le spectre d’émission et le spectre d’absorption de la même substance sont des négatifs l’un par rapport à l’autre :
les parties colorées sur le spectre d’émission sont noires sur le spectre d’absorption et vis-versa.
Ex : spectres du mercure
Exercice 2 (6,5 points) : L’année lumière
La valeur de l’année lumière est d’environ 9461 milliards de km.
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1) Rappelez dans un premier temps la valeur de la vitesse de la lumière en notation scientifique, et en m.s-1 (un seul
chiffre significatif est attendu).
c = 3.108 m.s-1.
2) Quelle est l’ordre de grandeur, en m, de l’année lumière ?
9461 milliards de km = 9,461 x 109 x 103= 9,461.1012 km = 9,461.1015 m, soit en ordre de grandeur 1016 m.
3) Retrouvez ce résultat par le calcul, en partant de la valeur de la vitesse de la lumière.
1 a.l = distance parcourue par la lumière en un an.
Il y a 3600 x 24 x 365 = 3,1536.107 secondes dans un an, et d = v x t, d’où 1 a.l = 299792458 x 3,1536.107
9,45.1015
m, ce qui est proche de la valeur donnée dans le texte.
4) Expliquez l’affirmation selon laquelle « voir loin c’est voir dans le passé ».
La lumière des astres lointains mettant de quelques minutes à plusieurs milliards d’années à nous parvenir, le
moment où nous les voyons est donc séparé du moment où ils ont émis leur lumière d’un certain temps. Ainsi, si
nous regardons un astre situé à une année lumière, nous le voyons tel qu’il était il y a 1 an.
5) L’étoile la plus proche de notre système solaire, Proxima Centauri, est située à 2,67 x 105 unités astronomiques de
la Terre. Sachant qu’une unité astronomique vaut 1,50 x 108 km, exprimez la distance qui nous sépare de cette étoile
en m (il s’agit simplement d’une conversion d’unité).
dTerre/Proxima= 2,67.105 x 1,50.108 = 4,01.1013 km = 4,01.1016 m
6) Exprimer le résultat précédent en année lumière (si vous n’avez pas trouvé prendre 1016 m).
Combien de temps, en année, met donc la lumière de cette étoile pour nous parvenir ?
Pour exprimer cette distance en année lumière, on la divise par l’année lumière exprimée en m, soit d =
=
4,24 a.l.
La lumière de Proxima Centauri met donc 4,24 années à nous parvenir.
Exercice 3 : Etude du spectre d’une étoile (8 points)
1) Le spectre ci-dessus est-il un spectre continu ou de raie ? Est-ce un spectre d’émission ou d’absorption ? Jusitifiez.
Il s’agit d’un spectre de raies d’absorption puisque l’on peut y observer des raies noires sur un fond coloré.
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2) Expliquez en quelques phrases pourquoi une étoile produit ce type de spectre. Vous pourrez vous appuyer sur un
schéma évoquant la surface du soleil ainsi que son atmosphère.
Un spectre d’absorption se présente sous la forme d’une bande lumineuse présentant un fond continu avec un
dégradé de couleurs. Par-dessus celle-ci se trouvent de très fines raies noires, caractéristiques de l’absence de
lumière. Il y a donc un fond continu d’émission et des raies d’absorptions :
Le fond continu coloré provient de la lumière blanche polychromatique (plusieurs couleurs) émise par les gaz chauds
et denses de la surface de l’étoile (ou photosphère, du grec photos = lumière). Plus ces gaz seront chauds, et plus le
spectre de l’étoile « se décalera » vers le violet. Au contraire, plus ils seront froids et plus le spectre « se décalera »
vers le rouge. On peut donc connaître la température de surface d’une étoile en analysant son spectre (sa simple
couleur visible à l’œil nu nous donne déjà des indications).
Les raies noires d’absorption sont dues à des gaz plus froids et peu denses qui constituent l’atmosphère de l’étoile
(et en particulier la chromosphère, du grec chromos = couleur) et qui absorbent certaines longueurs d’ondes
spécifiques. Chaque élément absorbant certaines longueurs d’ondes bien précises et connues, on peut déduire la
composition de l’atmosphère d’une étoile en étudiant les raies noires de son spectre.
La structure de l’étoile peut donc se schématiser de la façon suivante :
C’est donc la structure d’une étoile qui fait que celle-ci produit une lumière donnant un spectre de raies
d’absorption, et en particulier la présence des gaz de sa photosphère et de sa chromosphère.
3) Attribuer à chacune des raies du document 1 (de A à F) un élément. En déduire la composition chimique
(principaux éléments) de l’atmosphère de l’étoile.
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A : λ = 656 nm => Elément Hydrogène (H)
B : λ = 645 nm => Elément Oxygène (O)
C : λ = 486 nm => Elément Hydrogène (H)
D : λ = 588 nm => Elément Hélium (He)
E : λ = 538 nm => Elément Carbone (C)
F : λ = 668 nm => Elément Hélium (He)
Le soleil est donc constitué d’Hydrogène, d’Hélium, d’Oxygène et de Carbone (les éléments ont été donnés ici par
ordre d’importance mais l’étude demandée du spectre ne permettait pas de le révéler).
Doc 2 : Principales raies de quelques éléments
Elément
Hydrogène
Mercure
Oxygène
Carbone
Neon
Cadmium
Hélium
λ (nm)
410 ; 434 ; 486 ; 656
405 ; 436 ; 546 ; 579
645
538
585 ; 618
643
588 ; 668