SOURCE DE LUMIERES COLORÉES Chap. III SOURCE DE LUMIERES COLORÉES

Comment différencier les sources lumineuses ? Activité Documentaire : Des sources lumineuses différentes

Comment différencier les sources lumineuses ? Une source monochromatique émet une seule radiation. Une source polychromatique émet plusieurs radiations.

Comment différencier les sources lumineuses ? Une source monochromatique émet une seule radiation. Une source polychromatique émet plusieurs radiations. Les sources chaudes (lampes à incandescence, étoiles, feu, ...) émettent une lumière dont le spectre est continu. Les sources froides (néon, diode électroluminescente, …) émettent une lumière dont le spectre (discontinu) présente des raies colorées

Comment évaluer la température d’une source lumineuse? AE4

Exemple de profils spectraux : Ampoule à incandescence Spectre d'une LED à dominante rouge (couleur chaude) Spectre d'une LED à dominante bleue (couleur froide) Spectre d'une fluocompacte aux couleurs majoritairement chaudes

Soleil

A M G

Pour un corps à 3500 K, indiquer la longueur d’onde λmax correspondant au maximum d’intensité lumineuse. Faire de même pour un corps à 5000 K.

Pour un corps à 3500 K, indiquer la longueur d’onde λmax correspondant au maximum d’intensité lumineuse. Faire de même pour un corps à 5000 K. T = 3500K : λmax = 800nm T = 5000 K : λmax = 580nm

Conclure en indiquant l’évolution de la longueur d’onde (λmax) ayant le maximum d’intensité lumineuse en fonction de la température (T).

Conclure en indiquant l’évolution de la longueur d’onde (λmax) ayant le maximum d’intensité lumineuse en fonction de la température (T). La longueur d’onde ayant le maximum d’intensité lumineuse augmente quand la température T diminue.

Conclure en indiquant l’évolution de la longueur d’onde (λmax) ayant le maximum d’intensité lumineuse en fonction de la température (T). La longueur d’onde ayant le maximum d’intensité lumineuse λmax augmente quand la température T diminue. On dit que λmax est inversement proportionnelle à T

Le volume « V » d’une masse gazeuse, à une température donnée, est inversement proportionnel à la pression « P ». Cela signifie que V est proportionnel à l’inverse de P Soit V proportionnel à 1/P Il y a donc un coefficient de proportionnalité entre V et 1/P que l’on peut appeler « a » ou « constante » (cte) (car « a » est une constante). Donc V = cte x 1/P = cte/P Si V = cte/P alors VxP=cte

Maintenant regardons la fonction y =ax On a « y » qui est proportionnel à « x » avec un coefficient de proportionnalité égal à « a ». Lorsque l’on trace y en fonction de x, on obtient une droite linéaire, ayant un coefficient directeur (une pente) égale à a. y x

On revient à : V = cte x 1/P soit V = cte/P Si on trace V en fonction de « 1/P », alors on obtient une droite linéaire, de coefficient directeur « cte ». Observons la relation V = cte x (1/P) Quand P augmente, alors on divise par quelque chose de plus en plus grand…. Donc V diminue. Du coup quand P diminue, on divise de moins en moins donc V augmente…. Donc quand on dit que quand V augmente, P diminue, on peut en déduire que V est inversement proportionnel à P, et que V = cte x (1/P)

Revenons à nos moutons… La longueur d’onde ayant le maximum d’intensité lumineuse λmax augmente quand la température T diminue. On dit que λmax est inversement proportionnelle à T DONC?

Revenons à nos moutons… La longueur d’onde ayant le maximum d’intensité lumineuse λmax augmente quand la température T diminue. On dit que λmax est inversement proportionnelle à T DONC on en déduit que λmax = cte x (1/T) = cte/T DONC si on trace λmax en fonction de 1/T, et que l’on modélise une droite linéaire de type y=ax (avec y=λmax , a=cte et x=1/T), on obtient « a » et donc on connait la constante!

La Loi de Wien En vous aidant de la réponse à la question d de la partie 2, indiquer quel graphe tracer afin de vérifier la loi de Wien.   A l’aide d’un logiciel graphique tracer ce graphique Modéliser ensuite le graphe obtenu par une droite (comme lors de l’AE1 sur les lentilles), obtenez l’équation de cette droite et en déduire l’expression de la loi de Wien.

La Loi de Wien On trace « λmax est inversement proportionnelle à T »… donc… ?   A l’aide d’un logiciel graphique tracer ce graphique Modéliser ensuite le graphe obtenu par une droite (comme lors de l’AE1 sur les lentilles), obtenez l’équation de cette droite et en déduire l’expression de la loi de Wien.

La Loi de Wien On trace  λmax en fonction de 1/T!   A l’aide d’un logiciel graphique tracer ce graphique Modéliser ensuite le graphe obtenu par une droite (comme lors de l’AE1 sur les lentilles), obtenez l’équation de cette droite et en déduire l’expression de la loi de Wien.

On obtient :   λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇

De retour dans les étoiles… Calculer la longueur d’onde du maximum d’intensité lumineuse pour Bételgeuse et Bellatrix.   b. Conclure sur la couleur de ces étoiles. c. Indiquer si votre hypothèse de la partie 1 est validée ou non.

Bételgeuse : λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇 = 3× 10 6 3500 =857 𝑛𝑚 De retour dans les étoiles… Calculer la longueur d’onde du maximum d’intensité lumineuse pour Bételgeuse et Bellatrix. Bételgeuse : λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇 = 3× 10 6 3500 =857 𝑛𝑚 Bellatrix : λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇 = 3× 10 6 28000 =107 𝑛𝑚   b. Conclure sur la couleur de ces étoiles.

Bételgeuse : λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇 = 3× 10 6 3500 =857 𝑛𝑚 De retour dans les étoiles… Calculer la longueur d’onde du maximum d’intensité lumineuse pour Bételgeuse et Bellatrix. Bételgeuse : λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇 = 3× 10 6 3500 =857 𝑛𝑚 Bellatrix : λ 𝑚𝑎𝑥 = 3× 10 6 𝑇 = 3× 10 6 28000 =107 𝑛𝑚   b. Conclure sur la couleur de ces étoiles. Bételgeuse : Rayonnement maximal dans l’Infrarouge : donc Rouge Bellatrix : Rayonnement maximal dans l’Ultra Violet donc Bleue c. Indiquer si votre hypothèse de la partie 1 est validée ou non.

Comment évaluer la température d’une source lumineuse? Longueur d’onde λ La longueur d’onde λ, dans le vide, et la fréquence υ d’une radiation lumineuse sont liées par la relation : λ= 𝑐 υ Dans le vide ou dans l’air, les radiations visibles ont des longueurs d’onde comprise entre 400nm et 800nm environ. Elles sont encadrées par les radiations ultraviolettes (UV, λ < 400nm) et infrarouges (IR, λ > 800nm) 3,00 x 108 m.s-1 m Hz

La relation n’est pas à connaître mais à savoir utiliser Comment évaluer la température d’une source lumineuse? Loi de Wien La loi de Wien permet d’évaluer la température de surface T (en Kelvin) d’un corps chaud à partir de la longueur d’onde dans le vide λmax (en nm) de la radiation émise par ce corps avec le maximum d’intensité lumineuse. λ 𝑚𝑎𝑥 = 2,89× 10 6 𝑇 Rappel : T(K) = T(°C) + 273,15 nm La relation n’est pas à connaître mais à savoir utiliser K

Quantification de la lumière et de la matière 1. Activité préliminaire : Lumière d’un atome

Quantification de la lumière et de la matière Photon et énergie du photon Depuis les travaux d’Albert Einstein publiés en 1905 on sait que la lumière est constituée de corpuscules (corps de très petite dimension), les photons. On parle de modèle corpusculaire Pour une radiation de longueur d’onde dans le vide λ et de fréquence ν, chaque photon transporte une énergie E telle que : 𝐸=ℎ×ν=ℎ× 𝑐 λ Rq : h = Constante de Planck = 6,63 x 10-34 J.s ; c = 3,00 x 108 m.s-1 m/s J m J.s Hz

Quantification de la lumière et de la matière Niveaux d’énergie d’un atome Comme l’a postulé Niels Bohr en 1913, l’énergie d’un atome ne peut prend que certaines valeurs : elle est quantifiée. Un atome ne peut exister que dans des états bien définis, chaque état caractérisé par un niveau d’énergie. L’énergie d’un atome est quantifiée. Le diagramme de niveaux d’énergie d’un atome représente les niveaux d’énergie possibles de cet atome. L’état de plus basse énergie correspond à l’état fondamental : c’est l’état stable de l’atome. Les autres états, d’énergie supérieure, sont qualifiés d’états excités. L’état de plus haute énergie correspond à la perte d’un électron, l’atome est alors ionisé. Par convention on attribue à cet état une énergie nulle. RQ : Les énergies sur les diagrammes sont souvent données en électron-volt avec 1eV=1,60 x 10-19 J

𝐸= 𝐸 𝑠𝑢𝑝 − 𝐸 𝑖𝑛𝑓 =ℎ×ν=ℎ× 𝑐 λ Quantification de la lumière et de la matière Emission d’une lumière par un atome Le spectre d’énergie de l’atome d’hydrogène montre quatre raies d’émission dans le domaine du visible. Chacune de ces raies est associée à une transition dans laquelle l’atome passe d’un niveau d’énergie Esup à un niveau d’énergie inférieure Einf. Lors de la transition d’un niveau d’énergie Ep à un niveau d’énergie inférieure Einf, l’atome émet un photon d’énergie E telle que : 𝐸= 𝐸 𝑠𝑢𝑝 − 𝐸 𝑖𝑛𝑓 =ℎ×ν=ℎ× 𝑐 λ Rq : E en Joule (J), ν en Hz et λ en mètre (m) Ainsi, dans le spectre d’émission de cet atome, on pourra observer une raie d’émission de longueur d’onde λ

Quantification de la lumière et de la matière Absorption d’une lumière par un atome De la même manière, un atome dans un état d’énergie Einf peut absorber un photon et passer à l’état d’énergie Esup. Dans le spectre d’absorption de cet atome on pourra observer une raie sombre de longueur d’onde λ (même relation que précédemment).

Le spectre solaire Act. Doc : Le spectre solaire

Le spectre solaire Le spectre proposé est un spectre d’émission continu parsemé de raies noires.

Le spectre solaire Le spectre proposé est un spectre d’émission continu parsemé de raies noires. Ce sont des raies d’absorption. Le Soleil émet un rayonnement continu. Cependant, son « atmosphère » est composée d’éléments chimiques qui absorbent certaines radiations lumineuses. Ces raies sombres donnent des informations sur la composition de la chromosphère du Soleil.

Le spectre solaire Un atome émet un photon lorsqu’il passe d’un premier niveau d’énergie Esup à un niveau d’énergie inférieur Einf (spectre d’émission). Cependant, cet atome peut aussi absorber un photon de même énergie lorsqu’il passe du niveau Esup au niveau Einf. Ceci explique alors la présence de raies sombres sur le spectre (spectre d’absorption). Rq : ainsi, les raies colorées du spectre d’émission et les raies sombres du spectre d’absorption d’une même espèce chimique se situent aux mêmes longueurs d’onde (même niveaux d’énergie mis en jeu).

Le spectre solaire La longueur d’onde correspondant au maximum d’intensité sur le profil spectral est λmax = 480 nm. Avec la loi de Wien : 𝑇= 2,89 × 10 6 𝜆 𝑚𝑎𝑥 = 2,89 × 10 6 480 =6,02 × 10 3 𝐾 La température de surface du Soleil est de 6,02 x 103 K.  

Connaissances à acquérir : Capacités à maîtriser : Connaître les limites en longueur d’onde dans le vide du domaine visible et situer les rayonnements infrarouges et ultraviolets Connaître les relations λ=c/ν et ΔE=hν Capacités à maîtriser : Distinguer une source polychromatique d’une source monochromatique caractérisée par une longueur d’onde dans le vide Exploiter la loi de Wien, son expression étant donnée Interpréter les échanges d’énergie entre la lumière et matière à l’aide du modèle corpusculaire de la lumière Utiliser les relations λ=c/ν et ΔE=hν pour exploiter un diagramme de niveaux d’énergie Expliquer les caractéristiques (forme, raies) du spectre solaire