Une première présentation de l Univers Thème : Univers
Objectifs Savoir que le remplissage de l espace par la matière est essentiellement lacunaire, aussi bien au niveau de l atome qu à l échelle cosmique Connaître les termes : Atome/la Terre/le Système Solaire/ la Galaxie/les autres Galaxies/Exoplanètes et Systèmes planétaires extrasolaires Savoir que la lumière se propage de manière rectiligne Connaître la valeur de la vitesse de la lumière dans le vide Connaître l intérêt et la définition de l année lumière Expliquer l expression «Voir loin, c est voir dans le passé» Utiliser les puissances de 10 dans l évaluation des ordres de grandeur
I. L Univers, du très petit au très grand ACTIVITE 1 : L Univers, du très petit au très grand Dans un atome, l espace dans lequel les électrons se déplacent autour du noyau est vide. Le système solaire est composé de 8 planètes: Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune On y retrouve également d autres objets de différentes Moyen Mnémotechnique : Mon Vaisseau Te Mènera Jusque Sur Un Nuage tailles : poussières, astéroïdes, comètes
I. L Univers, du très petit au très grand Une galaxie est un regroupement d étoiles. Notre galaxie est la Voie Lactée
I. L Univers, du très petit au très grand Autour de certaines de ces étoiles se trouvent des planètes, appelées exoplanètes et des systèmes planétaires extrasolaire. De l atome aux galaxies, le remplissage de l espace par la matière est essentiellement lacunaire (constitué de vide).
II. La lumière pour mesurer les distances 1) Propagation de la lumière La lumière se propage en ligne droite dans un milieu homogène. 2) Vitesse de la lumière Extrait vidéo : L Histoire des mesures de la vitesse de la lumière La vitesse de la lumière dans le vide et dans l air est de 3,00.10 8 m.s -1 La distance d parcourue par la lumière pendant la durée Δt est : Unités : d en m c en m.s -1 Δt en s
II. La lumière pour mesurer les distances Pour mesurer des distances très grandes entre des astres, on utilise l année de lumière Définition : L année de lumière (notée a.l.) est la distance parcourue par la lumière dans le vide, en une année. Combien de mètres représente une année de lumière? 1 a.l. = 9,46.10 15 m
II. La lumière pour mesurer les distances 3) Voir loin, c est voir dans le passé ACTIVITE 2 : Activité documentaire Plus un objet cosmique est éloigné, plus sa lumière met de temps à nous parvenir. Nous le percevons alors tel qu il était au moment où il a émis de la lumière. La lumière est émise par des objets lointains témoigne du passé de l Univers
III. Unité et Ordre de grandeur 1) Unité de longueur L unité de longueur du Système International (S.I.) est : le mètre (m) 2) Ordre de grandeur L ordre de grandeur est égal à la puissance de 10 qui se rapproche le plus de sa valeur.
Spectres lumineux Thème : Univers
Objectifs Savoir qu un corps chaud émet un rayonnement continu, dont les propriétés dépendent de la température. Repérer, par sa longueur d onde dans un spectre d émission ou d absorption une radiation caractéristique d une entité chimique. Utiliser un système dispersif pour visualiser des spectres d émission et d absorption et comparer ces spectres à celui de la lumière blanche. Savoir que la longueur d onde caractérise dans l air et dans le vide une radiation monochromatique. Interpréter le spectre de la lumière émise par une étoile : température de surface et entités chimiques présentes dans l atmosphère de l étoile. Connaître la composition chimique du Soleil. Connaître les notions de spectres d émission et d absorption, continus et de raies.
I. Spectre continu d origine thermique Fortement chauffé, un corps solide, liquide ou gazeux sous forte pression émet un rayonnement d origine thermique, dont le spectre est continu. Le spectre d émission d un corps fortement chauffé dépend de sa température. Quand elle augmente, des radiations de longueurs d onde de plus en plus petites apparaissent. EXERCICE : 4 p 37
II. Spectres de raies 1) Spectres de raies d émission La lumière émise par un gaz excité est composée d une ou plusieurs radiations monochromatiques (c est-à-dire d une «seule couleur»). Elles sont déviées différemment selon leur couleur par un prisme. La figure observée sur un écran est un spectre de raies d émission.
II. Spectres de raies A chaque radiation monochromatique est associée une longueur d onde. Une longueur d onde lumineuse s exprime couramment en nanomètre (nm) ou en micromètre (µm). Elle est généralement notée λ (lambda).
II. Spectres de raies Chaque entité chimique a un spectre de raies d émission qui lui est propre. L observation des raies caractéristiques d une entité chimique dans la lumière émise par un gaz excité y révèle la présence de cette entité.
II. Spectres de raies 2) Spectres de raies d absorption Une entité chimique (atome ou ion) ne peut absorber que les radiations qu elle est capable d émettre. Les longueurs d onde de ses raies d absorption sont égales à celles de son spectre d émission. Le spectre d absorption permet donc de caractériser l entité chimique présente dans le gaz chaud. EXERCICES : 6 et 11 p 38
III. Spectres d étoiles 1) L émission de lumière La lumière d une étoile provient de sa photosphère. Cette couche de gaz chaud et dense émet un rayonnement thermique dont le spectre est continu. La couleur de l étoile dépend donc directement de la température de sa photosphère.
III. Spectres d étoiles 2) L absorption par l atmosphère Parmi les radiations de la lumière émise par la photosphère, certaines sont absorbées par les entités chimiques contenues dans l atmosphère de l étoile. L analyse des raies d absorption du spectre d une étoile renseigne donc sur la composition chimique de son atmosphère. Composition de l atmosphère du Soleil EXERCICES : 15 p 39 et 17 p
La gravitation universelle Thème : Univers
Objectifs Calculer la force d attraction gravitationnelle qui s exerce entre deux corps à répartition sphérique de masse. Savoir que la pesanteur terrestre résulte de l attraction terrestre. Comparer le poids d un même corps sur la Terre et sur la Lune. Analyser des documents scientifiques portant sur l observation du système solaire.
I. Gravitation universelle 1) Interaction gravitationnelle En 1687, Newton décrit dans l une de ses œuvres majeures, les mouvements des planètes et des satellites : il affirme que tous les corps s attirent mutuellement et parle d interaction gravitationnelle.
I. Gravitation universelle 2) Loi de l attraction universelle L interaction gravitationnelle entre deux corps ponctuels A et B, de masses respectives m A et m B séparés d une distance d, est modélisée par des forces d attraction gravitationnelle et dont les caractéristiques sont les suivantes : Direction : la direction de la droite AB Sens : vers le centre attracteur, A pour et B pour Valeur : Unités : Masses en kilogramme (kg), distance en mètre (m), forces en Newton (N) G = 6,67.10-11 N.m².kg -2
I. Gravitation universelle 3) Généralisation : application aux astres Un corps à répartition sphérique de masse est un corps dont la matière est répartie de façon uniforme ou un corps formé de couches concentriques homogènes de matière. La loi de l attraction gravitationnelle se généralise à des corps de répartition sphérique de masse. La loi de l attraction gravitationnelle a un caractère universel car elle s applique à tout l Univers, aussi bien aux interactions entre les astres qu aux interactions entre la Terre et les objets de son voisinage.
II. Poids et force d attraction gravitationnelle 1) Caractéristiques du poids A la surface de la Terre, un corps de masse m est soumis à la pesanteur. Son poids est représenté par un vecteur ayant les caractéristiques suivantes : Direction : celle de la verticale Sens : De haut en bas Valeur : Unités : Poids (en N), masse (en kg) et g (en N.kg -1 ) A Paris, g = 9,81 N.kg -1 2) Poids d un corps et attraction gravitationnelle On identifie le poids d un corps à la force d attraction gravitationnelle exercée par la Terre sur ce corps. La valeur du poids carie selon l altitude et la latitude du lieu où on se trouve.
II. Poids et force d attraction gravitationnelle 3) Poids terrestre et poids lunaire Le poids lunaire d un corps s identifie à la force gravitationnelle exercée par la Lune sur ce corps La valeur du poids d un objet sur la Lune est environ 6 fois plus faible que sur la Terre.
III. Observation du système solaire Depuis l espace la Terre est auscultée en permance par de nombreux satellites : Météostat, le système GPS (Global Positioning System), Galileo Le système solaire est lui aussi très observé de part les nombreuses explorations qui ont été mises en place.