Les débuts de la théorie quantique Le 7-11-2003 Plan de cours I Le rayonnement du corps noir II L’effet photoélectrique III Les spectres de raies IV Les modèles atomiques V Principe de l’émission de lumière par un atome VI Exemple de l’hydrogène VII Principe du laser I Le rayonnement du corps noir Lorsqu’un corps est chauffé, il émet de la lumière. Dans le cas d'un corps opaque, totalement isolé et maintenu à température constante, la distribution spectrale de la lumière qu'il émet, ou absorbe, ne dépend que de la température du corps. Un tel corps est connu sous le nom de "corps noir". Les lois caractérisant l'état de la lumière dans un corps noir ont été établies à la fois expérimentalement et théoriquement. Spectre lumineux du corps noir La longueur d'onde correspondant au maximum d'émission est donnée par la loi de Wien L'énergie totale rayonnée est déterminée par la loi de Stefan-Boltzmann. Le spectre lumineux émis par un corps noir est donné par la loi de Planck. 1°) Loi de Wien (1893) Plus la température T d'un corps est élevée et plus le maximum du rayonnement qu'il émet est de courte longueur d'onde lmax : lmax * T = cte Cette constante vaut 2,898.10-3 m.K Application : 1. Le pic du rayonnement solaire est situé à 500 nm environ. Quelle est la température à la surface du Soleil si l’on suppose qu’il rayonne comme un corps noir ? T = 5,8.103 K 2. La température de la peau d’une personne est de 34°C. Quelle est la longueur d’onde à laquelle le rayonnement est maximal ? lmax = 9,4 mm (IR) 2°) Loi de Stefan-Boltzmann (1879) La loi de Stefan-Boltzmann nous dit que l'énergie totale rayonnée (correspondant à l’aire sous la courbe du spectre) à chaque seconde par un corps noir est proportionnelle à la puissance quatrième de la température. D'après cette loi, un corps 2 fois plus chaud qu'un autre sera donc 16 fois plus brillant par unité de surface. Un corps noir à la température T se trouvant dans un environnement à la température T0 émet une intensité nette I (en W.m-2) telle que : I = s (T4-T04) s = 5,67.10-8 W.m-2.K-4 (Cte de Stefan-Boltzmann) La luminosité L (en W) d’un corps noir est donnée par : L = I* A = A s T4 (si T0 <<T) Où A est l’aire du corps noir. Rq : Pour une étoile sphérique A =4pR2 donc la connaissance de L et T permet de déterminer son rayon ! Application : 1. Calculer la luminosité L du Soleil sachant que sa température de surface est de 5800 K et que son rayon vaut 6,96.108 m. La température de l’espace sidéral est de 3 K. I = 6,4.107 W.m-2 i.e Chaque mètre carré du Soleil brille comme 640 000 ampoules de 100 W !! Donc L=3,9.1026 W 2. Calculer la luminosité d’un corps humain à la température de 38°C dans une pièce à 20°C en supposant que la surface de sa peau est de 2 m2. I = 113 W.m-2 Donc L=226 W (N.B émis dans l’infrarouge !) 3°) Loi de Planck (1900) À partir de la loi de SB, Planck détermina la formule théorique permettant de rendre compte de la forme du spectre de corps noir déterminé expérimentalement. Expression de la loi de Planck (attention aux yeux !!) Où h = 6.63 10-34 J.s : constante de Planck kB = 1.38 10-23 J/s constante de Boltzmann c = 3,00 108 m/s vitesse de la lumière dF : Flux (intensité émise) T: Température du corps noir 4°) L’hypothèse quantique d’Einstein. Einstein montra en 1906 que la loi de Planck n’est vraie que si l’énergie libérée par chaque atome du corps noir (dont l’excitation produit la lumière) est quantifiée. Cette énergie est nécessairement un multiple entier de hn où h est la constante de Planck et n la fréquence de la radiation émise par l’atome. Il montre ainsi qu’un atome ne peut émettre (ou absorber) de l’énergie que par multiple de hn. Cette quantification de l’énergie constitue la base de la physique quantique. II L’effet photoélectrique En 1899, Thomson montra qu’une plaque de Zinc fraîchement polie, et chargée négativement perd sa charge si elle est exposée à la lumière UV. La lumière a donc permis d’arracher des électrons à cette plaque métallique. Ce phénomène s'appelle l'effet photoélectrique. Einstein interprète ce phénomène en 1905 en disant que la lumière se compose des particules (photons) dont l'énergie est proportionnelle à la fréquence de la lumière (Ephoton = hn). Il y a une quantité minimum d'énergie (selon le matériau) qui est nécessaire pour arracher un électron de la surface d'une plaque. Si l'énergie d'un photon est plus grande que cette valeur, l'électron peut être arraché. Cette interprétation de l’effet photoélectrique implique donc que la lumière , en plus d’être une onde (comme le montrent le phénomène de diffraction) (modèle ondulatoire) est aussi constituée de corpuscules portant chacun un quantum d’énergie hn (modèle corpusculaire) Cette quantification de l’énergie lumineuse a permis aussi de comprendre les spectres de raies. III Les spectres de raies Lorsqu’un gaz monoatomique est excité, ces atomes émettent de la lumière mais seules certaines radiations sont émises. On parle alors de spectre de raies d’émission. De même, certaines des radiations d’une lumière blanche sont absorbées lors de la traversée d’un gaz monoatomique . On parle alors de spectre de raies d’absorption. 1°) Exemples de spectres d’émission Spectre d’une lampe à vapeur de sodium Spectre d’une lampe à vapeur de mercure Ces raies sont observable à l’aide d’un spectroscope. 2°) Exemple de spectre de raies d’absorption Spectre du Soleil vu depuis la Terre 3°) Interprétation des spectres de raies Les spectres de raies (d’émission ou d’absorption) sont caractéristiques d’un élément chimique. Ils constitue donc une « carte d’identité » de l’élément. Connus depuis le 19ème siècle, la mécanique classique ne permet pas de les comprendre. Il a fallu attendre les travaux de Rutherford sur le modèle atomique pour les rendre intelligibles. IV Les modèles atomiques. 1°) Modèle de Thomson (1902) : L’atome Plum-Pudding L’atome est décrit comme une sphère remplie d’une «substance» électriquement positive et fourrée d’électrons négatifs immobiles. (comme des raisins dans un plumpudding) 2°) Modèle de Rutherford-Nagaoka (1909) : L’atome planétaire Suite à l’expérience de la diffusion de particule a par une feuille d’or de Rutherford, Nagaoka propose un modèle dynamique où les électrons tournent autour du noyau chargé positivement (les points durs dans la matière) sous l’effet de forces d’attraction électriques, comme les planètes tournent autour du soleil sous l’effet de forces d’attraction gravitationnelle. 3°) Modèle de Bohr (1913) : L’atome quantique Bohr postule que les électrons ne peuvent tourner que sur certaines orbites circulaires appelées états stationnaires À chaque orbite correspond un niveau d’énergie E. La fréquence n du rayonnement est donné par h n = E1-E0 Il y a émission d’un rayonnement seulement si un électron passe d’une orbite permise d’énergie E1 à une autre orbite d’énergie inférieure E0. V Principe de l’émission de lumière par un atome. VI Exemple de l’atome d’hydrogène La théorie de Bohr permet de montrer que pour l’atome d’hydrogène les niveaux d’énergie permis sont donnés par la formule En = -13,6/n2 En s’exprime en électron-volt (eV) 1 eV = 1,6.10-19 J Spectre de l’hydrogène (partiel) Série de Balmer de l’hydrogène Applications 1°) Déterminer la longueur d’onde et la couleur de la raie Hg de l’hydrogène (passage ou transition de n=5 à n=2) nHg= (E5-E2)/h Or E5 = -13,6/52 = - 0,544eV = - 8,70 10-20 J Et E2 = -13,6/22 = - 3,4eV = - 5,44 10-19 J Donc nHg = 4,56 10-19 / 6,62 10-34 = 6,90 1014 Hz Et l = c/n = 4,34 10-7 m = 434 nm Couleur indigo (violet-bleu) 2°) Mêmes questions pour la transition 6-1 l = 93,8 nm (ultra violet) VII Principe du laser Laser : Acronyme de Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation On réalise une émission stimulée et non une émission spontanée à l’aide d’un photon incident ayant la même énergie que le photon qui va être émis Le photon émis et le photon incident repartent dans la même direction. Par réflexions successive dans la cavité laser le nombre de photons augmentent puis finissent par sortir par un miroir semiréfléchissant en un faisceau intense, cohérent et unidirectionnel et monochromatique. Fin du chapitre A retrouver dès demain sur http://pages.infinit.net/arathorn/index.htm Ernest Rutherford (1871-1937) L’expérience de Rutherford