Comprendre l Univers grâce aux messages de la lumière

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1 Seconde / P4 Comprendre l Univers grâce aux messages de la lumière 1/ EXPLORATION DE L UNIVERS Dans notre environnement quotidien, les dimensions, les distances sont à l échelle humaine : quelques mètres, kilomètres, centimètres. Mais l Univers qui nous entoure est extravagant de l infiniment petit avec ses atomes à l infiniment grand avec ses galaxies. Comment garder le sens de la mesure devant des mondes si différents? a Vers l infiniment grand AD 4.1 : L échelle des longueurs dans l univers Le Soleil et l ensemble des astres en révolution autour de lui (les huit planètes, leurs satellites, les astéroïdes, les comètes) constituent le système solaire : L Univers est constitué de nombreuses autres étoiles qui sont regroupées en galaxies. Notre galaxie à la forme d une spirale et s étend sur des milliards de milliard de kilomètres. Elle contient environ 100 milliard d étoiles. L Univers contient 100 milliards d autres galaxies qui s éloignent les unes des autres : l Univers est en expansion. b - Vers l infiniment petit Les petits objets, comme les cellules des êtres vivants, sont constitués de molécules, elles-mêmes constituées à partir d atomes : cellule molécule atome noyau d atome

2 Activité 3 p 244 Dans un atome, le noyau étant fois plus petit que l atome, les électrons se déplacent dans un grand espace vide. (Si atome = stade France noyau = tête d épingle au centre.) Dans le système solaire, le Soleil et les planètes occupent des volumes de matière extrêmement petits comparés au vide qui les sépare. Le même vide existe entre les étoiles dans les galaxies et entre les galaxies entre elle. L Univers et la matière ont une structure lacunaire c est à dire qu ils sont essentiellement constitués de vide. 2/ DISTANCES ET ORDRES DE GRANDEUR DES OBJETS DE L UNIVERS AD 4.1 : L échelle des longueurs dans l univers TP 4.2 : Les distances dans l Univers a Exprimer les longueurs de façon pratique On voit facilement que les distances peuvent devenir très fastidieuses à écrire. Pour simplifier leur écriture, on utilise les puissances de dix. Rappels : 10 m * 10 n = 10 n+m ; 10 m / 10 n = 10 m-n ; (10 n ) m = 10 n*m On présente alors la distance sous forme d écriture scientifique : avec a nombre compris entre 1 et 10 : 1 a <10 a. 10 n ou a 10 n avec n entier naturel Exemple : 150 millions de km = 1, km b L ordre de grandeur L ordre de grandeur d une longueur est la puissance de 10 exprimée en mètre qui s en approche le plus. Méthode à partir de l écriture scientifique a. 10 n si a < 5 on l arrondi à 1 ordre de grandeur = 10 n si a 5 on l arrondi à 10 ordre de grandeur = 10 n+1 Exemple : rayon de la Terre : R = 6400 km = 6, m. ordre de grandeur : 10 7 m Intérêt : Situer rapidement une longueur sur l échelle des longueurs Vérification d un résultat lors d un calcul. c L année lumière AD : p 243 Les distances séparant les étoiles et les galaxies étant considérables, les astronomes utilisent une autre unité de distance que le mètre : l année-lumière. L année lumière est la distance parcourue par la lumière en une année. soit : d = v t donc 1 a.l = ( ) = 9, m Exemple : L étoile proxima du centaure est à 4,3 a.l ; La galaxie d Andromède est à 2 millions d a.l On dit que «voir loin c est voir dans le passé» car la lumière que nous envoie des étoiles ou galaxies lointaines voyage pendant des années ou des milliers d années, nous les voyons donc telles qu elles étaient dans le passée. Ex : Nous voyons actuellement Andromède telle qu elle était il y a 2 millions d années.

3 3/ SPECTRE DE LA LUMIERE a Dispersion de la lumière par un prisme C est une expérience réalisée avec de la lumière blanche par Newton en fente Lumière blanche prisme Le prisme est un appareil dispersif: il décompose la lumière étudiée en faisant apparaître toutes les lumières colorées qui la constituent. On obtient le spectre de la lumière étudiée (blanche ici). La lumière blanche est donc composée d une multitude de lumières colorées, appelées radiations, qui s étendent du violet au rouge. Chaque radiation est caractérisée par sa longueur d onde λ (lambda) qui permet de l identifier. L œil humain est sensible aux radiations de longueurs d onde comprises entre 400 nm (violet) et 800 nm (rouge). Les radiations de longueurs d onde inférieures à 400 nm (ultraviolet) ou supérieures à 800 nm (infrarouge) sont invisibles à l œil nu. UV IR 400 nm 800 nm La lumière blanche est dite polychromatique car elle contient plusieurs radiations. La lumière émise par un LASER ne contient qu une seule radiation : elle est dite monochromatique et ne peut pas être décomposée. b Pourquoi la lumière est-elle dispersée? TP 4.3 : Réfraction de la lumière La réfraction air Lorsqu un faisceau de lumière traverse la surface de séparation de deux milieux différents (ex: eau, air, verre, plastique...), il subit un changement de direction : c est le phénomène de la réfraction. On peut prévoir ce changement de direction en associant un angle à chaque rayon et un indice n (n 1 sans unité ; ex : n air = 1,0 ; n verre = 1,5 ; n eau = 1,3) à chaque milieu et grâce aux lois de Descartes : 1 ère loi de Descartes : les rayons incident et réfracté appartiennent au même plan, le plan d'incidence formé par le rayon incident et la normale à la surface de séparation passant par I. 2 ème loi de Descartes: Lors d'une réfraction, le sinus de l'angle de réfraction i 2 et le sinus de l'angle d'incidence i 1 sont proportionnels : n 1 sin i 1 = n 2 sin i 2 Surface de séparation Rayon incident i 1 Normale Milieu 1 : indice n 1 r 2 Rayon réfracté Milieu 2 : indice n 2

4 Réfraction par un prisme: L indice de réfraction n d un milieu dépend de la radiation qui le traverse. Exemple dans le cas du verre : n verre (rouge) = 1,64 ; n verre (jaune) = 1,65 ; n verre (bleu) = 1,67 prisme Ainsi, lorsqu un faisceau de lumière blanche traverse une surface air/verre, les radiations qui la constituent sont réfractées avec des angles r différents et suivent donc des trajectoires différentes. On dit alors que la lumière blanche est décomposée par le prisme. ir iv 1 réfraction : sin i = n v (rouge) sin i R = n v (bleu) sin i B Comme n v (bleu) > n v (rouge) alors i B < i R La deuxième réfraction sépare encore plus les radiations 4/ LES INFORMATIONS CONTENUES DANS LES SPECTRES DES ETOILES TP 4.4 : Les spectres lumineux TP 4.5 : Les spectres des étoiles A l aide de dispositifs dispersifs (prisme ou réseau) on peut décomposer une lumière et obtenir l ensemble des radiations monochromatiques qui la compose c est à dire son spectre. Il existe deux types de spectres : les spectres d émission et d absorption. a Les spectres d émission Spectres continus Lorsqu un objet est chauffé, il émet une lumière d origine thermique dont le spectre est continu et ne dépend que de sa température. Par exemple, lorsqu on élève la température du filament d une lampe à incandescence, on assiste progressivement à la naissance des couleurs rouge, puis orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet. Ainsi, les spectres continus nous renseignent sur la température des objet incandescents : plus un objet est chaud, plus son spectre est riche en radiations de courtes longueurs d onde. Un solide chauffé à 850 C émet une lumière rouge : chauffé à 1100 C émet une lumière jaune : chauffé à 2700 C émet une lumière blanche : Spectres de raies Lorsqu un gaz est soumis à des décharges électriques, il émet de la lumière dont le spectre n est pas continu mais constitué de raies colorées. A chacune de ces raies est associée une des radiations monochromatiques qui composent la lumière. Le spectre de raies dépend de l espèce chimique constituant le gaz et permet donc d identifier cette espèce chimique. Ex: Spectre du Sodium Na 1 =589 nm et 2 =589,6 nm

5 b Les spectres d absorption Spectres de bandes d absorption Spectre d absorption du permanganate de potassium : Lors du passage de la lumière blanche à travers une solution colorée ou un filtre, certaines radiations sont absorbées. Le spectre présente une bande sombre d'absorption. Remarque : la couleur de la solution correspond aux radiations qui ne sont pas absorbées. Spectres de raies d absorption Lorsqu une lumière blanche produite par un objet incandescent traverse un gaz, son spectre présente des raies noires se détachant sur un fond coloré : c est un spectre d absorption. Ces raies noires sont caractéristiques du gaz traversé et correspondent aux radiations qu il a absorbées. Ce sont les mêmes que celles qu il est capable d émettre lorsqu il se trouve dans un tube à décharges électriques : G Spectre de raies d émission Gaz soumis à des décharges électriques source de lumière blanche Même gaz sans décharges électriques Spectre de raies d absorption De manière générale, les radiations absorbées par une espèce chimique sont caractéristiques de cette espèce. Un spectre d absorption permet donc d identifier une espèce chimique. c Applications aux étoiles Les étoiles sont d énormes boules de gaz constituées principalement d hydrogène et d hélium. Elles sont le siège de transformations nucléaires (l hydrogène fusionne en hélium) à l origine de l énergie thermique et lumineuse qu elles dégagent. La lumière d une étoile provient de sa photosphère. Cette couche de gaz très chaud et sous haute pression émet un rayonnement d origine thermique dont le spectre est continu. La couleur d une étoile est donc fonction de la température de sa photosphère. Exemples : Etoile Bételgeuse Soleil Sirius Rigel Température de surface 2500 C 5500 C C C Couleur ROUGE JAUNE BLANCHE BLEUE Parmi les radiations composant la lumière émise par la photosphère, certaines sont absorbées par les espèces chimiques contenues dans son atmosphère. L analyse des raies d absorption du spectre d une étoile nous renseigne donc sur la composition chimique de son atmosphère.

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