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2012- 2013 Term S2 Physique chimie Cours de Physique chimie chapitre 1 : Ondes et particules support d’information Thème 1 : Ondes et matière Nom : ………………..Prénom : …………. Semaine 1 du lundi 20 août 2012 C. IOZZIA 1. Ce que vous avez appris en première sur les ondes électromagnétiques Les ondes électromagnétiques se propagent dans le vide ou dans l’air à la vitesse c = 3,0 x108 m.s-1. La lumière visible fait partie des ondes électromagnétiques dont la longueur d’onde est comprise entre 400 et 800 nm. L’œil humain est un récepteur de lumière. Si la lumière n’est pas décomposable par un prisme, elle est monochromatique. Elle correspond à une seule radiation. L’échelle de fréquence ou de longueur d’onde est une échelle logarithmique. La longueur d’onde dans le vide d’une radiation monochromatique de fréquence (lire en m c "nu"), est donnée par la relation : c en m.s-1 . en Hz 2. Atmosphère et rayonnement dans l’Univers Atmospheric opacity versus wavelength (Opacité de l’atmosphère en fonction de la longueur d’onde) Page 1 / 4 Les astrophysiciens tirent des informations précieuses de l’étude du rayonnement électromagnétique en provenance de l’Univers tout entier. Le rayonnement fossile est un rayonnement électromagnétique émis par l’Univers, se comportant comme un corps noir, quelques centaines de milliers d’années après le Big-Bang. Ce rayonnement provient de toutes les directions du ciel avec une intensité constante dans le temps. Les satellites sont équipés de différents capteurs permettant de détecter le rayonnement fossile. Ils recueillent des informations sur l'origine de l'Univers. Ce rayonnement correspond aujourd'hui au rayonnement d'un corps à la température de 3K 2, 9 103 1, 0 103 m . Ce rayonnement a donc une T longueur d'onde dans le vide de l'ordre de 1 mm. Il s'agit donc d'un rayonnement à la frontière entre infrarouge et ondes radio. Les rayonnements de cette longueur d'onde sont totalement absorbés par l’atmosphère terrestre. Voilà pourquoi on place des capteurs hors de l'atmosphère (satellites). (kelvin). D'après la loi de Wien, max 3. Astronomie de l’invisible (voir livre p. 17) Voici la galaxie M94 visible infrarouge Ultra violet Exploiter les documents a. Sur la photographie a, dans le domaine visible, le nuage de gaz et de poussière qui remplit la galaxie arrête une grande partie du rayonnement ; d’autre part, certaines étoiles émettent trop faiblement dans le visible et n’apparaissent pas. Sur la photographie b, en rayonnement infrarouge, le nuage devient transparent et laisse apercevoir des étoiles situées à l’arrière ; de plus, le nuage lui-même émet un rayonnement infrarouge qui le rend visible sur la photographie. Sur la photographie c, ce sont des étoiles brillantes dans l’ultraviolet qui deviennent visibles alors qu’elles n’apparaissaient pas sur la photographie a. b. Le rayonnement thermique est le rayonnement émis par un corps uniquement sous l’effet de sa température. Le nuage est beaucoup trop froid pour émettre dans le visible. Son rayonnement thermique a son maximum d’émission dans l’infrarouge et il est brillant dans ce domaine de radiation. Page 2 / 4 c. Plus la température est élevée, plus la longueur d’onde du maximum d’émission est petite. Les étoiles les plus chaudes apparaissent en bleu (couleur utilisée sur le document pour les UV lointains). d. Un trou noir est un objet qui résulte de l’effondrement d’une étoile et qui a une masse volumique telle que les effets gravitationnels empêchent même la lumière de s’en échapper. f. Le rayonnement visible ne constitue qu’une faible partie des rayonnements électromagnétiques émis dans l’Univers. De nombreux objets de l’Univers n’émettent pas ou bien très faiblement dans le domaine visible. Même si un objet est visible, les rayonnements non visibles peuvent fournir des informations supplémentaires. Des milieux opaques à la lumière visible peuvent être transparents dans d’autres domaines. g. sources d’ondes électromagnétiques dans l’Univers. (voir votre livre page 21) 4. Les particules dans l’Univers (voir livre p. 18) 1. Analyser le document a. Rayonnement cosmique : particules de hautes énergies se déplaçant dans l’espace. Magnétosphère : champ magnétique environnant la Terre (ou un autre objet céleste). Réactions nucléaires : transformations affectant le noyau des atomes. b. La figure illustre la formation d’une gerbe de particules. En A, une particule provenant de l’espace interagit avec un atome Page 3 / 4 de l’atmosphère terrestre déclenchant l’émission de plusieurs autres particules. c. La nature et l’énergie des particules présentes dans les rayons cosmiques ne sont pas prévisibles alors qu’un accélérateur permet de maîtriser les conditions des expériences. 2. Conclure Les rayons cosmiques apportent des renseignements sur le fonctionnement interne du Soleil (particules solaires) ou sur des évènements se produisant dans l’Univers lointain (particules galactiques et extragalactiques). On peut exploiter ces particules pour étudier leurs interactions avec la matière mais ce type d’étude se fait actuellement presque exclusivement avec les accélérateurs de particules. Les résultats des chocs de particules de grandes énergies dans les accélérateurs permettent aux chercheurs d’étudier la structure intime de la matière, c’est à dire son fonctionnement au niveau subatomique. 5. Les ondes sismiques (voir livre p. 19) Préalable : la fonction logarithme décimal notée log(x) Il s’agit tout simplement de la fonction inverse de la fonction 10x : y = log(x) x = 10y Propriétés : log(a b) log(a) log(b) a log( ) log(a) log(b) b log xn n log( x) Echelle de Richter : Magnitude d’un séisme : La magnitude d'un séisme mesurée sur l'échelle de Richter est une fonction logarithmique de l'amplitude maximale (déplacement maximal) du mouvement du sol en un point ou de l'énergie libérée par le séisme. A M 2 M1 log 2 A1etA2 sont les amplitudes des séismes A1 2 log 2 2 et 1 sont les énergies libérées 3 1 Ainsi une différence de magnitude d’une unité correspond à : Une amplitude 101 = 10 fois plus grande. M 2 M1 3 Une énergie 10 2 1000 32 fois plus grande. Page 4 / 4
