les codes de la lumière Flashcards
grand débat sur la nature de la lumière… 2 théories et 2 fondateurs:
- théorie corpusculaire… Isaac Newton. corpuscule=tres petites particules.
- théorie ondulatoire… Christiaan Huygens
théorie corpusculaire… comment agit la lumière? (2)
réfraction en fonction de…
- leur grosseur
2. leur couleur
le phénomène de
l’interférence lumineuse, ce qui remit à l’avant scène
la théorie ondulatoire de Huygens. 1. dessin des deux lampes et endroits ou lumiere est intense et endroits ou pas de lumiere. 2. image ou lon voit les ondes sannuler.DÉCOUVERTE DE…
Thomas Young
pk theorie ondulatoire difficile a observer?:
trop petit! Thomas Young a mesuré 500nm…
problème de la theorie ondulatoire…
la lumiere a besoin dun milieu pour se propager… la theorie corpusculaire na pas ce probleme! univers probablement rempli d’éther…
effet photoélectrique vient de…
Einstein 1905
Einstein et la lumière. sa theorie et comment on lappelle?:
photoélectrique qui se comporte a la fois comme particule et onde.I La lumière se propage comme une onde, et
I interagit avec la matière comme une particule :
le « photon » a une certaine quantité d’énergie
et de quantité de mouvement
James Clerk Maxwell. en 1865, il decouvre quoi?
onde electromagnétique avec equations de maxwell
decouverte que la lumiere fait parti de…
spectre électromagnétique
On réalise que la lumière visible (400 à 700
nm) n’est qu’une toute petite partie d’un
spectre très étendu.
I Il n’y a aucune limite théorique sur la longueur
d’onde : nous avons mesuré des ondes aussi
courtes que 10−16 m et aussi longues que
108 m.
Fréquence (f ):
nombre d’oscillations qui passent
par un point donné en une seconde.
Période (T) :
temps requis pour qu’une onde
avance d’une longueur d’onde en un
point donné. C’est l’inverse de la
fréquence :
T = 1/f où:
T en Hertz (s-1) et f en sec
un nm =
1x 10-9
lambda en:…
metres!!
L’énergie d’un photon est proportionnelle à la
fréquence :
E = hf ,où h=
6.63x10-34 j*s
La lumière que nous recevons d’un astre combine du rayonnement de toutes les longueurs d’onde (un spectre). I L’appareil qui sépare ce rayonnement en ses différentes longueurs d’onde s’appelle le spectrographe. I L’étude des spectres s’appelle la spectroscopie.
allo
Un atome à qui l’on donne de l’énergie peut
accepter cette énergie de deux façons :
I il peut accélérer son mouvement, donc l’énergie
est « entreposée » sous forme d’énergie
cinétique ;
I il peut modifier sa configuration pour une autre
plus énergétique et ainsi absorber le photon
(ex. un électron passe à une orbitale
supérieure), l’énergie est entreposée sous forme
d’énergie potentielle. La vitesse de l’atome ne
change pas.
Un atome animé d’une vitesse (température > 0
kelvin) qui rencontre d’autres atomes verra sa
course modifié par collision.
- S’il est ralenti, il va émettre un photon pour
perdre de l’énergie. - Si un autre atome se trouve sur le chemin du
photon, ce dernier peut l’absorber et
augmenter sa vitesse. - Plus la température est élevée, plus les photons
échangés sont énergétiques.
le spectre en dit long sur…?
température
I On appelle ce type d’objet un corps noir :
c’est un objet idéalisé qui est complètement
isolé de tout, dont tous les photons émis par
interactions entre ses atomes sont absorbés par
un autre atome de l’objet. Ainsi, l’objet et ne
refroidit pas.
I Tout rayonnement incident sur l’objet est
absorbé par lui, ce qui contribue à augmenter
sa température : il n’y a aucune réflexion, d’où
son nom.
On dit idéalisé, car
si c’était un vrai corps noir,
aucun photon ne se rendrait jusqu’à nous.
pk etoile est un corps noir?…
une étoile peut se permettre de perdre de l’énergie par rayonnement, car elle compense par les réactions nucléaires qui la « gardent chaude
- Loi de Wien:
I Plus un objet est chaud, plus la distribution en
longueurs d’onde se décale vers le bleu.
I Le maximum d’intensité est une indication de
la température de l’objet observé.
I La loi de Wien nous permet de déterminer la
température de l’objet en localisant le
maximum d’intensité (le pic) :
pic (m) = (2, 90 × 10−3)/(T (K)) ,
où est en mètres et T en kelvins.
I Le pic d’intensité du spectre solaire est à 550
nm (le vert).
I Par la loi de Wien, cela correspond à une
température de 5273 K (5000°C), c’est la
température de la couche superficielle du Soleil.
I Cette longeur d’onde est située au centre de
l’intervalle de la sensibilité de notre oeil.
I Les animaux diurnes ont évolué sur Terre en
fonction du rayonnement ambiant.
yooo
- Loi de Stefan-Boltzmann
unités?????
L’intensité totale (aire sous la courbe) augmente drastiquement avec la T. I La puissance de rayonnement émise par chaque mètre carré du corps noir est proportionnel à T4 : l = &T4 , où l est la luminosité surfacique (W/m2), T la température en kelvins, et & = 5, 67 × 10−8 (W/(m2 ·K4)), une constante de proportionalité.
Loi de Stefan-Boltzmann modifiée pour mesurer pour une certaine surface. car…I Une flamme bleue a une luminosité surfacique
supérieure à une flamme rouge. . .
I mais une petite flamme bleue peut émettre
globalement moins d’énergie qu’une grosse
flamme rouge.(loi) unités????
I La luminosité (la puissance irradiée) d’un
corps noir est également proportionnelle à sa
surface irradiante :
L = luminosité surfacique × surface = lS
L =&T4S.
I La luminosité s’exprime donc en watts, c.-à-d.
des joules/secondes.
probleme type luminosité du corps dans un certain environnement… que faire?? (2 choses)
- Luminosité corps-Luminosité environnement
2. surface environnement=surface de la peau!!
luminosité SURFACIQUE=laquelle des 2 equations?
l=&T4
technique comment déterminer le rayon
d’une étoile à partir de sa lumière…
check dans ton cahier innocent
sinformer conversion watts et luminosité solaire
moi?…
atome emmagasine energie sous forme denergie…? (2)
cinetique (VITESSE) et potentielle
effet dun atome qui emmagasine lenergie sous forme potentielle sur la configuration de latome?…
lelectron sera sur une orbitale plus haute.
deux facons exciter un atome
- L’excitation peut provenir d’un photon
incident : c’est une excitation radiative ; - ou encore suite à une collision avec une autre
particule : c’est une excitation collisionnelle. energie cinetique diminue
excitation dun atome. energie acquise selon la formule;
delta E = Ef − Ei .
I S’il s’agit d’un photon incident, le photon doit
être d’exactement la bonne énergie, sinon il n’y
a pas absorption et le photon passe son chemin.
I Si c’est une collision, l’énergie cinétique des
bolides variera de −E.
I Si l’apport d’énergie est trop grand, un électron
peut être littéralement arraché et le surplus
d’énergie va aller dans l’énergie cinétique de
l’électron. C’est l’ionisation.
je suis daniel
I L’atome excité ne va pas demeurer excité
indéfiniment :
il va plus ou moins rapidement
se désexciter en libérant l’énergie entreposée.
La désexcitation se remarque par??:…
peut ête radiative (émission spontanée d’un photon) ou collisionnelle (suite à une collision, les particules sont accélérées).
effet de la deexcitation dun atome?(2)
- collisionnel=on sen sacre bin raide
2. emmet un photon dune longueur donde dune frequence bien specifique!!
pk chaque element a une signature spectrale?
desexitation avec photons dune frequence bien specifique!
différents types de spectre(3)?
- spectre d’émission
- spectre continu, ou thermalisé
- spectre d’absorption
les différents spectres different en fonction de(2)?
des conditions d’émission de la lumière, ou
encore en fonction de ce qui se trouve sur le chemin
de cette lumière jusqu’à nous
Spectre d’émission
Supposons un nuage d’hydrogène ténu (peu dense)
et chaud.
- Un atome est excité par collision, et son
électron passe à un niveau d’énergie supérieur. - es collisions étant rares, l’atome a amplement
le temps de se désexciter de façon radiative
plutôt que collisionelle. - Des photons d’énergies bien précises (signature
du l’H) sont émis, et il y a peu de chances que
ces photons soient interceptés. C’est un
spectre discret de raies d’émission.
Spectre thermalisé
Si la densité d’atomes est grande, la probabilité
qu’un atome soit sur le chemin d’un photon est très
grande.
I Les photons qui sont émis par les atomes d’H
ont nécessairement la bonne longueur pour être
réabsorbés, ce qui arrive.
I Les photons ont de la difficulté à sortir du
nuage, suite aux multiples collisions, ils sont
thermalisés, c.-à-d. ils adoptent le spectre
continu d’un corps noir.
Spectre d’absorption
Un corps noir est derrière un gaz ténu et froid.
- Le spectre émis par un corps noir est un
spectre continu. - Les photons traversent une région peuplés
d’atomes d’H, mais trop peu nombreux pour
modifier la distribution en longueur d’onde des
photons : le spectre est globalement inchangé. - Les photons dont l’énergie correspond à une
transition de l’H sont absorbés par les atomes
d’H du nuage ténu. - Il y a des « trous » dans le spectre de corps noir.
Opacité et ionisation
La lumière se propageant dans l’univers rencontre
de la matière, ce qui peut nuire à sa propagation.
I L’élément chimique de loin le plus abondant
dans l’univers est l’hydrogène. Or, un nuage
ténu et froid d’hydrogène ne va absorber qu’à
certaines correspondant aux transitions
électroniques entre les niveaux 12, 13,
etc. . .
I Si l’H est chaud, la proportion d’atomes
ionisés augmente, et un électron libre peut
interagir avec les photons à n’importe quelle
longueur d’onde. ) le nuage devient opaque.
I C’est la raison pourquoi nous ne pouvons
capter de lumière des couches profondes du
Soleil.
Effet Doppler classique : décalage de la
longueur d’onde. Vs en metre seconde et positif si la source…
seloigne!!
signification redshift et blueshift:
redshift si source sen va! blueshift si la source sapproche!!
