L’essentiel CHAP 13 Modéles Ondulatoire & corpusculaire de la lumière
1. Sources lumineuses
① Rappels (2nde ; V15)
La lumière est une onde électromagnétique modélisable par une fonction sinusoïdale en déplacement.
La longueur d’onde λ correspond à la distance entre 2 sommets consécutifs de l’onde (ou 2 creux consécutifs).
L’unité légale de longueur d’onde est le mètre.
- On appelle radiation monochromatique, une onde électromagnétique dont la longueur d’onde est parfaitement déterminée.
exemple : LASER rouge (λ = 633 nm) ; une telle radiation n’est pas décomposable par un prisme
- Une radiation polychromatique est constituée d’un ensemble de plusieurs radiations monochromatiques
exemple : lumière blanche (infinité de radiations comprises entre ≈ 400 nm et ≈ 800 nm) ; une telle radiation est décomposable par un prisme.
② Différentes sources lumineuses (V16)
Au sens commun du terme, une source lumineuse est un objet capable de produire de la lumière. On distingue les sources à incandescence dites
« chaudes » (comme une lampe à incandescence) des sources à luminescence dites « froides » (comme les lampes néon) Sources
« chaudes » OU Spectres continus d’origine thermique
(ex : Soleil, lampe à incandescence…) Sources
« froides » OU Spectres de raies ou de bandes
(ex : lampe néon, lampe fluo compacte…) La couleur d’une lumière colorée résulte des radiations présentes dans son spectre d’émission (ex : R + V + B = blanc)
③ Nature de la lumière (V14)
La lumière est une onde électromagnétique caractérisée par sa longueur d’onde dans le vide (ou dans l’air) notée λ et sa fréquence ν (lettre
« nu ») liées par la relation :
Seule une partie des ondes électromagnétiques est visible, comprise approximativement entre 400 nm et 800 nm.
2. Emission de lumière par une source chaude
① Loi de Wien (V17)
Une source chaude peut être assimilée, en première approche à un corps noir (objet idéal qui absorbe toutes les radiations qu’il reçoit en n’en réfléchissant aucune). Le spectre (continu) d’un tel corps ne dépend que de la température.
La loi de Wien établit le lien entre la température T de ce corps et la longueur d’onde λMAX correspondant à la radiation la plus lumineuse :
.
② Application à l’analyse spectrale des astres (V20)
La détermination de λMAX permet de calculer (grâce à la loi de Wien) la température de surface T de l’étoile.
Le profil spectral (voir ci-contre) d’une étoile montre des radiations absorbées causées par les éléments de l’atmosphère de l’étoile et rejetés par celle-ci. Il est ainsi possible d’analyser la composition des étoiles. Le soleil, comme toutes les étoiles, contient surtout de l’hydrogène et de l’hélium.
Ces techniques spectrales sont désormais appliquées aux exoplanètes λMAX .T = Constante ≈ 2,9.10-3 m.K avec λMAX en m
et T en Kelvins
h = 6,62. 10-34 J.s-1
υ : fréquence en Hertz (Hz)
E
en Joules (J) 3. Emission de lumière par une source froide (V18 ; V19)① Origine de la « mécanique quantique »
Certains résultats expérimentaux (spectres de raies notamment) ne sont pas interprétables par la seule mécanique classique dite
« Newtonienne ». De nouvelles lois et hypothèses ont été formulées il y a un siècle, notamment par Planck, Einstein et Bohr qui peuvent être considérés comme les fondateurs de la mécanique quantique.
②
Aspect corpusculaire de la lumière et quantification des échanges d’énergie
La lumière, phénomène ondulatoire, présente aussi un aspect corpusculaire car la lumière peut arracher des électrons à la matière (effet photoélectrique par exemple). On appelle « photon » un grain de lumière.
Les échanges d’énergies entre matière et rayonnement sont quantifiés.
L’énergie E échangée entre la matière et un rayonnement électromagnétique de fréquence υ (« nu ») est telle que :
③
Quantification des niveaux d’énergies de l’atome
L’énergie des atomes au repos est quantifiée ; Cette énergie est liée aux électrons qui ne peuvent occuper que certains niveaux d’énergies bien précis (selon le type d’atome). On parle parfois de « niveaux d’énergie discrets » ou « valeurs discrètes d’énergies » pour évoquer le fait que toutes les énergies ne sont pas permises.
Une transition d’un niveau d’énergie initial
E
i à un niveau d’énergie finalE
fs’accompagne d’une variation d’énergie, parfois notée Δ
E
mais aussi souventE
:2 cas peuvent se présenter :
Cas n°1 : passage d’un niveau d’énergie initial supérieur Eià un niveau d’énergie final inférieur Ef
Cas n°2 : passage d’un niveau d’énergie initial inférieur Ei à un niveau d’énergie final supérieur Ef
Ef – Ei < 0
Le système « atome » perd de l’énergie : cette énergie permet l’émission d’un photon d’énergie
E
PHOTON= Ef - Ei = h. υ
Ef – Ei > 0
Le système « atome » gagne de l’énergie en absorbant un photon d’énergie
E
PHOTON= Ef - Ei = h. υ
: L’énergie d’un photon est, conventionnellement, toujours positive. Pour éviter tout risque d’erreur, on note souvent la variation d’énergie
Ef – Ei
(en valeur absolue).On utilise parfois la métaphore de « l’ascenseur » : si l’ascenseur tombe (cas n°1), il y a émission d’énergie ; par contre, pour faire monter l’ascenseur (cas n°2), il faut lui fournir de l’énergie.
Remarques importantes :
- les niveaux d’énergies des atomes sont négatifs, de l’ordre (en valeur absolue) de quelques eV (1 eV ≈ 1,6. 10-19 J)
- Un atome donné a des niveaux d’énergies qui lui sont propres.
- le niveau de plus basse énergie (ex : -13,6 eV pour l’atome d’hydrogène) est appelé « niveau fondamental »
- le niveau de plus haute énergie est un niveau excité particulier appelé « niveau ionisé », de valeur 0 eV : l’électron a été arraché à l’atome.
- les niveaux d’énergies intermédiaires entre les 2 niveaux précédents sont appelés « états excités ».
E = h. υ
E = Ef - Ei
V14 Connaître les limites en longueur d’onde dans le vide du domaine visible et situer les rayonnements infrarouges et
ultraviolets.
V15 Distinguer une source polychromatique d’une source monochromatique caractérisée par une longueur d’onde dans
le vide.
V16 Pratiquer une démarche expérimentale permettant d’illustrer et de comprendre la notion de lumière colorée.
V17 Exploiter la loi de Wien, son expression étant donnée.
V18 Interpréter les échanges d’énergie entre lumière et matière à l’aide du modèle corpusculaire de la lumière.
V19 Connaître les relations λ = et ΔE = h.ν et les utiliser pour exploiter un diagramme de niveaux d’énergies
V20 Expliquer les caractéristiques (forme, raies) du spectre solaire.
