Physique Flashcards
Énergie cinétique
mv2/2
Système isolé
Pas d’échange de matière ou d’énergie
Système fermé
Pas d’échange de matière
Système ouvert
Échange de matière et d’énergie possible
Expérience de joule
-2 masses entraînent la rotation de pales
-leur rotation dans l’eau provoque une élévation de la température
-détermination d’une équivalence entre l’énergie mécanique et thermique
-chute d’une masse de 428,8g d’une hauteur d’1 m élève la température de 1g d’eau a degrés
-cette quantité d’énergie est appelée la calorie (=4,182 J)
Machine thermique et rendement
Source chaude Q1
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Système —> W
|
Source froide Q2
Lien travail-chaleur ?
Q1= Q2+ W
Rendement ?
n = W/Q1
= Q1-Q2 /Q1
Travail fourni par une machine par rapport à l’énergie fournie
Principe du frigo ?
Compresseur
Evaporateur Condensateur Source Source Froide Chaude Q1 Q2
Détendeur
Efficacité ?
n = Q1/W
Performance ?
Q2/W
Énergie renouvelable
Source d’énergie qui se renouvellent suffisamment vite à l’échelle humaine pour être considérées comme inépuisables
Courant électrique
Débit de charges qui traversent la section d’un conducteur
Se calcule en Coulomb
Rayonnement a
Noyau d’hélium chargé 2+ (4-2He)
Facilement arretable par une feuille de papier
Arttiré par la plaque négative
- actifs agents d’ionisations mais pouvoir de pénétration faible
Rayonnement B + ou -
Électron éjecté du noyau
0-1e et 0-(-1)e
Ne parcourt que quelque centimètre dans l’air
Le B- est attiré par la borne positive et le B+ par la borne négative
- pouvoir d’ionisations moins fort que a mais plus pénétrant
Rayonnement g
De type électromagnétique
Plomb ou béton pour s’en protéger
N’est attiré par aucune borne
- beaucoup plus pénétrant mais moins ionisant
L’activité d’un échantillon radioactif
Le nombre de désintégrations par unités de temps dans un échantillon radioactif
Symbole = A en Becquerel (= une activité de désintégration par seconde )
Pouvoir de pénétration
Longueur de la trajectoire
Dépend de :
- le type de rayonnement
- l’énergie initiale
- le matériau rencontré
Rayonnement ionisant
Les rayonnements ont u e énergie suffisante pour arracher des électrons à des atomes ou des molécules
Les effets des radiations
Mesurées en sievert = Sv
8Sv est mortel pour un humain
Un temps de demi-vie
Le temps au bout duquel la moitié des atomes initialement présents se sont désintégrés
N(t) = No 2 t/ t 1/2
Avec N(t)= nombre de noyaux restant après le temps t
No = nombre de noyaux initial dans l’échantillon
Défaut de masse
La différence de masse entre les nucléons séparés et la masse du noyau de l’isotope considéré
Énergie de liaison
Énergie qu’il faudrait pour séparer les différents nucléons constituant le noyau atomique considéré
La stabilité d’un noyau
Se calcule a l’aide de l’énergie de liaison moyenne par nucléon
E liaison / A
Ce que nous apporte le soleil
Lumière, chaleur et nourriture grâce à la photosynthèse
Composition du soleil
Composé essentiellement d’hydrogène et d’hélium
-> astre totalement gazeux
Réaction nucléaire
Réaction au cours de laquelle les noyaux sont modifiés
N+ H -> O+ nº
= transmutation d’éléments
Réaction chimique
Réaction au cours de laquelle seul l’arrangement des électrons périphériques est modifié
Les noyaux ne sont pas modifiés
N2+ 3H2 -> 2NH3
Réaction de fusion nucléaire dans la Soleil
-vaincre la répulsion des noyaux chargés + pour que les noyaux d’éléments puissent entrer en contact
- ils s’assemblent en étant projetés violemment les uns contre les autres à température très élevée
- hydrogène et hélium complètement ionisés sous forte chaleur
-noyaux se déplacent indépendamment les uns des autres et sont à des vitesses très élevées -> ils rentrent en contact et une réaction nucléaire s’amorce pour aboutir à la fusion de 4 protons pour faire un hélium
La fusion de l’hydrogène a lieu en permanence dans le soleil
Fusion nucléaire (définition)
Réaction nucléaire qui, au départ de petits noyaux, forment un plus gros noyaux
Elle est très exothermique et est délivrée sous forme de radiations intenses
Soleil peut exploser ?
La soleil possède une grande masse et un état gazeux ce qui le rend stable et lui permet d’avoir une fusion nucléaire ( sous forme d’explosion ) continue. Il est alors un immense réacteur nucléaire parfaitement stable
Cette réaction de fusion peut ralentir ou s’accélérer suivant la manière dont la réaction nucléaire se déroule
Température du soleil ?
Dans l’ordre de 16 milliard de kelvins
Combien de temps le soleil pourra t-il encore brûler ?
Il brûle depuis 4,5 milliard d’années et brûlera encore 5 milliards grâce à la quantité d’hydrogène qu’il contient
Naissance d’une étoile ( conclusion)
Si la quantité de matière est suffisamment grande pour que la température au centre de celle-ci permette une réaction nucléaire alors une étoile nait
Pléiade
Amas d’étoile jeunes à l’échelle astronomique qui proviennent d’une même nébuleuse
Pourquoi y’a t’il des halo lumineux autour des étoiles ?
Les jeunes étoiles éclairent les gaz et les poussières
Durée de vie d’une étoile
Dépend de sa masse
. Si la masse est élevée, la contraction gravitationnelle est plus forte et les températures du cœur sont plus élevées -> les réactions nucléaires de fusion de déroule plus rapidement et donc la «vie «de l’étoile est plus courte
Une étoile très massive vit environ 10 millions d’années
Durée de vie du soleil
10 milliards d’années
Supernova
( dans le devenir des étoiles )
Lorsque des noyaux de fer sont synthétisés,le dégagement d’énergie est tel que l’étoile explose en rependant dans l’espace les produits des réactions nucléaires. Pendant quelques semaines l’étoile devient très brillante
Nucléosynthèse stellaire
Ensemble des réactions nucléaires qui, se déroulant dans les étoiles, conduisent à la formation de nouveaux éléments chimiques
Pourquoi Hubert Reeves dit que nous sommes des poussières d’étoile ?
En fin de vie les étoiles très massive expulsent de grandes quantités de matériaux, composés d’éléments variés dont la possibilité d’une nouvelle étoile. Cette nouvelle étoile est entourée d’un cortège de planète contenant les mêmes éléments chimiques que nous et que ceux de la terre.
Étoile de seconde génération
Nouvelle étoile créée par une étoile massive lors de son explosion
2 problèmes de la théorie de la nucléosynthèse
- proportion d’hélium dans les étoiles et l’espace interstellaire est trop grande pour avoir été synthétisé au cœur des étoiles
- deutérium ne peut être synthétisé dans une étoile, il est détruit par les rayonnements très énergétiques qui règnent
Deutérium
Atome composé d’un proton et d’un neutron
Hélium
Atome composé de 2 protons et 1 neutron
Protium
Atome composé d’un proton
Galaxie
Rassemble des centaines de millions, voire des milliards d’étoiles, chacune séparées les unes des autres par des immensités d’espace vide. Cette structure est aplatie et est en rotation sur elle-même
Effet Doppler des galaxies
Hubble observe que les raies spectrales sont ( sauf quelques exceptions) systématiquement décalées vers les grandes longueurs d’ondes. Ce glissement indique que les galaxies s’éloignent de nous.
Il établit une relation entre la vitesse d’éloignement et distance => la vitesse d’éloignement est proportionnelle entre la distance et la galaxie avec nous
Expansion de l’univers
Toutes les galaxies s’éloignent les unes des autres au fur et à mesure du temps
Théorie du Big Bang
Théorie de Lemaitre en 1927
Si toute les galaxies s’éloignent, c’est qu’elles étaient étaient plus proches avant. Il y aurait donc avant toute la matière de l’univers concentrée en un point = atome primitif.
Selon cette théorie, l’espace grandit, se dilate et éloigne les galaxies les unes de autres
Avant le Big bang ?
Aucune réponse car la notion de temps est né du Big bang
Preuve du Big bang
- Fuite des galaxies suivant la loi de Hubble
- détection d’un rayonnement de fond cosmologique
- présence de 25% d’hélium dans l’univers
Cycle
Série de modifications que l’ont faut subir à un système et qui le ramène à son état initial
Énergie primaire
Source d’énergie que l’ont trouve à l’état naturel, avant toute transformation
Courage
Énergie thermique
L’énergie qui correspond au mouvements internes à la matière qu’on appelle agitation thermique
1ere principe de la thermodynamique
Dans un système isolé, l’énergie totale est constante ( expérience de Joule )
Unité de l’énergie
Le Joule
Le travail
Transfert d’énergie dû à une force N qui déplace son point d’application d’une distance d
Efficacité
Rapport entre l’énergie utile et l’énergie investie
Calculer l’énergie libérée par une réaction nucléaire ?
- calculer les défaut de masse (= Produit -Réactif)
- transformer les unités en kg (=m)
-calculer l’énergie cinétique grâce à la formule m.c2 (c= 3.10^8)
Calculer la puissance produite par la consommation d’un gramme en une journée ?
1 mole de u =1g par définition donc
- calcule de la masse d’une mole de combustible
Ex: Li+ H =8,…g - résultat de l’énergie de la réaction nucléaire * le nombre d’avocadro (=6,022*10^23)
-on divise se résultat par notre masse pour obtenir 1g
-on divise le résultat par l nombre de seconde en une journée
1 mole de u
1g
Nombre d’avocadro
6.022*10^23
Vitesse de la lumière
3* 10 ^8 = c
Puissance
Énergie / temps
