.XLIPoint de vue macroscopique .1Température. Rappels .2Pression .aApproche expérimentale (parafilm + pompe à vide) .bDéfinition .cMéthodes de mesure, manomètres .3Compressibilité d’un fluide .aComparaison des liquides et des gaz (seringue fermée) .bDéfinition .cOrdres de grandeur .4Loi des gaz parfaits .aProduit P.V (3 ballons + 3 manomètres) .bFraction P.V/n (idem) .cP en fonction de à V et n fixés (ballon fermé + thermostat) .dLoi des gaz parfaits .XLIIPoint de vue microscopique .1Modèle .2Température .3Pression cinétique (HP + billes) .XLIIICompressions et détentes .1Hypothèse adiabatique .2Transfert d’énergie par travail .3Loi de Laplace. Principe du moteur Diesel
Conclusion
Nous nous sommes aujourd’hui intéressés au comportement des fluides face aux compressions et aux détentes adiabatiques. Le modèle microscopique que nous avons développé n’est cependant applicable qu’aux gaz, pour lesquels les interactions intermoléculaires sont négligeables face à l’agitation thermique. En effet, ces modèles ne sont plus applicables pour les liquides dans lesquels la cohésion de la matière est justement assurée par les interactions intermoléculaires, cette fois non négligeable en regard de l’énergie thermique emmagasinée par le fluide.
L’existence des ces forces de cohésion confère aux liquides des propriétés particulières. Il en découle, d’une part, une plus grande densité du fluide et donc, comme nous le verrons dans la prochaine leçon, une inhomogénéité de la pression détectable à l’échelle du laboratoire, et d’autre part ; l’apparition de phénomènes visqueux qui seront étudiés ultérieurement.
Bibliographie
Première S Option. Ed. Nathan et équivalents.
LP 19 : Spectre continu. Corps noir : loi de Stefan. Température de couleur. Température du Soleil. (Première S, option unité U3)
Pré-requis
Introduction
Vous avez vu en classe de Seconde que les transferts d’énergie thermique pouvaient procéder de trois manières différentes :
Par conduction, ce qui se traduit par la diffusion d’énergie thermique dans un milieu où la température est inhomogène, sans mouvement macroscopique de matière.
Par convection, ce qui se traduit par des mouvements macroscopiques de matière dans un milieu où la température est inhomogène.
Par rayonnement, enfin, qui traduit la tendance spontanée de l’agitation thermique dont tout corps est le siège à diminuer, phénomène qui s’accompagne d’émission d’énergie sous forme de rayonnement électromagnétique.
Nous allons aujourd’hui plus particulièrement nous intéresser au rayonnement, qui se distingue des deux autres modes de transfert d’énergie thermique en ce qu’il ne nécessite pas de contact entre le corps et un autre milieu matériel pour prendre place. Nous allons ainsi voir comment tout corps chaud, au sens où sa température est supérieure à 0 K, émet un rayonnement dont le spectre, dans certains cas, est continu. Nous serons ensuite amenés à développer le modèle du corps noir, puis nous terminerons cette leçon en exposant quelques-unes unes des applications du rayonnement des corps chauds.
.XLIVSpectre continu .1Emission d’un spectre continu (lampe + réseau + écran) .2Densité spectrale de puissance rayonnée (lampe + monochromateur + photomultiplicateur) .3Influence de la température (idem) .XLVLe corps noir .1Définition .2Loi de Wien .3Loi de Stefan (fer à souder + thermopile) .4Limites du corps noir .XLVIApplications .1Température de couleur. Application aux étoiles .2Effet de Serre
Conclusion
Il existe bien d’autres applications que celles qui ont été citées précédemment, et qui sont extrêmement utiles, telles que les caméras IR pour vision nocturne, l’étude de la circulation sanguine et ses applications médicales, etc …
Le point à souligner, cependant, est que l’étude théorique du rayonnement du corps noir a été à la base du développement de la mécanique quantique, sur laquelle repose aujourd’hui tout ce que nous croyons savoir de la structure de la matière. En effet, la mise en équation de la courbe de densité spectrale que nous avons tracée en première partie, mise en équation réalisée par Planck à la fin du XIXème siècle, ne peut être réalisée que si l’on suppose que la lumière est émise par « paquets » d’énergie nommés quanta et non de façon continue comme on le pensait encore au XIXème siècle.
La théorique quantique de la matière a par la suite été renforcée par d’autres résultats et a subi de nombreux développement. Elle est notamment à la base du fonctionnement des transistors qui équipent aujourd’hui tous les appareils électronique dits intelligents, dont les micro-ordinateurs qui font à présent partie de notre quotidien.
Bibliographie
1ère S option
BUP 1994, n° 768, page 1551
Olivier et Gié. Thermodynamique (bien détaillé)
LP 20 : Interaction gravitationnelle. Des lois empiriques de Kepler à la modélisation de Newton. (Terminale S)
Leçon suivante
1.1.2. Champ de gravitation, champ de pesanteur à la surface d’un corps céleste : exemples de la Terre et de la Lune.
Introduction
Il est toujours surprenant de constater comment la nature semble suivre spontanément des lois simplement modélisables et compréhensibles par l’homme. Parmi ces lois, il en est une qui, part son objet même, a été en partie à l’origine de la dissociation progressive des sciences et de la religion, j’ai nommé la loi de gravitation.
Comme toute loi physique, elle n’explique pas « pourquoi », elle explique « comment. », ainsi aujourd’hui encore, rien ne nous garantit que ce ne sont pas des anges qui guident les planètes dans leur mouvement. Ce que nous savons de plus, en revanche, c’est dans quelle direction poussent ces anges et avec quelle vigueur. Tout ceci est résumé de façon simple dans la loi de gravitation énoncée par Newton qui stipule que deux corps de masse m et m’ s’attirent mutuellement avec une force proportionnelle à chacune de ces deux masses, et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les séparent, F=G.m.m’/r2. (Plan)
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