Ondes et physique moderne 203-SN3-RE • Exercices corrigés de cégep à Montréal

Exercices corrigés : physique quantique, photon, spectres de raies et dualité (203-SN3-RE)

Voici quinze exercices corrigés de physique quantique pour l'élément 3 du cours 203-SN3-RE, Ondes et physique moderne, dans le programme révisé de Sciences de la nature (200.B1) : photon, corps noir, modèle de Bohr, dualité onde-particule et spectres de raies. Ils prolongent la série de survol sur la physique moderne, sans en reprendre les exercices, pour donner au bloc quantique la profondeur d'un chapitre complet.

La partie A pose les objets : le photon comme porteur de quantité de mouvement, les raies de l'hydrogène par la formule de Rydberg, les orbites de Bohr lues comme des ondes stationnaires, les ions à un électron et la diffraction des électrons. La partie B les confronte aux expériences qui ont fondé la théorie, rayons X, Franck et Hertz, décalage spectral, comptage de photons. La partie C reprend les classiques du chapitre, de la particule dans une boîte à la largeur naturelle d'une raie.

Le fil de la série : à l'échelle de l'atome, l'énergie ne s'échange que par paquets, et c'est la condition d'ONDE qui fixe ces paquets. Un électron lié est une onde stationnaire, comme une corde vibrante ; seules certaines longueurs d'onde tiennent, donc seules certaines énergies existent. Presque toutes les erreurs du chapitre viennent d'une confusion entre intensité et énergie, ou d'une longueur d'onde laissée en nanomètres dans une formule en mètres.

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Ce chapitre fait partie de Ondes et physique moderne 203-SN3-RE (ancien 203-NYC)
Avant de commencer Fiche de révision : les pièges et la méthode de ce chapitre

Avant ce chapitre

Ces notions sont supposées acquises ici. Si le premier exercice résiste, le blocage vient presque toujours de l'une d'elles, pas du chapitre lui-même.

Remonter plus loin : la chaîne complète (12 chapitres) ↓

Le chemin de remédiation, du plus ancien au plus proche. Un élève qui reprend ce chapitre de zéro le reprend dans cet ordre.

  1. 1Les paramètres des fonctionsSecondaire 5 SN5, Mathématiques
  2. 2Le cercle trigonométriqueSecondaire 5 SN5, Mathématiques
  3. 3Les fonctions trigonométriquesSecondaire 5 SN5, Mathématiques
  4. 4La réfraction de la lumièreSecondaire 5 SN5
  5. 5Les lentilles convergentesSecondaire 5 SN5
  6. 6Transformation de l'énergieSecondaire 5 SN5
  7. 7Dynamique : lois de Newton et frottementMécanique 203-SN1-RE (ancien 203-NYA)
  8. 8Travail, énergie et puissanceMécanique 203-SN1-RE (ancien 203-NYA)
  9. 9Optique géométrique et instruments
  10. 10MHS et ondes mécaniques
  11. 11Le son et les ondes stationnaires
  12. 12L'optique ondulatoire

Rappel de cours

  • Photon : E=hf=hcλE=hf=\dfrac{hc}{\lambda}, p=hλ=Ecp=\dfrac{h}{\lambda}=\dfrac{E}{c}. Raccourci : E(eV)=1240λ(nm)E(\mathrm{eV})=\dfrac{1240}{\lambda(\mathrm{nm})}.
  • Formule de Rydberg : 1λ=RH(1n121n22)\dfrac{1}{\lambda}=R_{H}\left(\dfrac{1}{n_{1}^{2}}-\dfrac{1}{n_{2}^{2}}\right), RH=1,097×107R_{H}=1{,}097\times 10^{7} m⁻¹ ; Lyman n1=1n_{1}=1 (UV), Balmer n1=2n_{1}=2 (visible), Paschen n1=3n_{1}=3 (IR).
  • Modèle de Bohr : mevr=nm_{e}vr=n\hbar, rn=n2Za0r_{n}=\dfrac{n^{2}}{Z}a_{0} avec a0=0,0529a_{0}=0{,}0529 nm, En=13,6Z2n2E_{n}=-\dfrac{13{,}6\,Z^{2}}{n^{2}} eV.
  • Longueur d'onde de de Broglie : λ=hp\lambda=\dfrac{h}{p} ; électron accéléré sous VV : λ=h2meeV\lambda=\dfrac{h}{\sqrt{2m_{e}eV}}.
  • Particule dans une boîte de largeur LL : En=n2h28mL2E_{n}=\dfrac{n^{2}h^{2}}{8mL^{2}}, n1n\ge 1.
  • Rayons X : λmin=hceV\lambda_{min}=\dfrac{hc}{eV} ; loi de Moseley EKα10,2(Z1)2E_{K\alpha}\approx 10{,}2\,(Z-1)^{2} eV.
  • Boltzmann : N2N1=g2g1eΔE/(kT)\dfrac{N_{2}}{N_{1}}=\dfrac{g_{2}}{g_{1}}e^{-\Delta E/(kT)}, k=8,62×105k=8{,}62\times 10^{-5} eV/K.
  • Incertitude énergie-temps : ΔEΔt\Delta E\,\Delta t\approx\hbar ; largeur naturelle d'une raie Δf=12πτ\Delta f=\dfrac{1}{2\pi\tau}.

Partie A : les bases (/50)

Exercice 1 : La quantité de mouvement du photon : la voile solaire

Un photon de longueur d'onde λ\lambda transporte une quantité de mouvement p=hλp=\dfrac{h}{\lambda}, même s'il n'a pas de masse. Une voile solaire parfaitement réfléchissante de 100100 m², tournée face au Soleil à la distance de la Terre, reçoit un flux de 13611361 W/m². La sonde a une masse totale de 10,010{,}0 kg. On prend une longueur d'onde moyenne de 550550 nm.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm.

  • a) Calculez la quantité de mouvement d'un photon de 550550 nm.
  • b) Calculez le nombre de photons qui frappent la voile chaque seconde.
  • c) Un photon réfléchi repart en sens inverse. Quelle quantité de mouvement cède-t-il à la voile, en fonction de pp ?
  • d) Montrez que la force vaut F=2IAcF=\dfrac{2IA}{c} et calculez-la.
  • e) Calculez la vitesse gagnée par la sonde en une journée, depuis le repos.

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a)
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Réponses

  • a) p=1,21×1027p=1{,}21\times 10^{-27} kg·m/s
  • b) N=3,76×1023N=3{,}76\times 10^{23} photons/s
  • c) 2p2p
  • d) F=9,07×104F=9{,}07\times 10^{-4} N
  • e) v7,84v\approx 7{,}84 m/s

a) p=hλ=6,63×1034550×109=1,21×1027p=\dfrac{h}{\lambda}=\dfrac{6{,}63\times 10^{-34}}{550\times 10^{-9}}=1{,}21\times 10^{-27} kg·m/s.

b) Puissance reçue : P=IA=1361×100=1,36×105P=IA=1361\times 100=1{,}36\times 10^{5} W. Énergie d'un photon : E=hcλ=3,62×1019E=\dfrac{hc}{\lambda}=3{,}62\times 10^{-19} J. Nombre par seconde : N=PE=3,76×1023N=\dfrac{P}{E}=3{,}76\times 10^{23} photons/s.

c) La quantité de mouvement passe de +p+p à p-p : sa variation vaut 2p-2p, et la voile reçoit +2p+2p. Une voile absorbante ne recevrait que pp : réfléchir double la poussée, exactement comme une balle qui rebondit transmet plus d'impulsion qu'une balle qui colle.

d) F=N×2p=IAE×2Ec=2IAcF=N\times 2p=\dfrac{IA}{E}\times\dfrac{2E}{c}=\dfrac{2IA}{c}, puisque p=Ecp=\dfrac{E}{c} pour un photon. La longueur d'onde disparaît du résultat. F=2×1361×1003,00×108=9,07×104F=\dfrac{2\times 1361\times 100}{3{,}00\times 10^{8}}=9{,}07\times 10^{-4} N, le poids d'un dixième de gramme.

e) a=Fm=9,07×105a=\dfrac{F}{m}=9{,}07\times 10^{-5} m/s², et en 8640086\,400 s : v=at=7,84v=at=7{,}84 m/s. C'est dérisoire en un jour, mais la poussée ne s'arrête jamais et ne consomme aucun carburant : en un an, 2,92{,}9 km/s.

Exercice 2 : La formule de Rydberg et la série de Balmer

Les longueurs d'onde des raies de l'hydrogène obéissent à la formule de Rydberg : 1λ=RH(1n121n22)\dfrac{1}{\lambda}=R_{H}\left(\dfrac{1}{n_{1}^{2}}-\dfrac{1}{n_{2}^{2}}\right) avec n2>n1n_{2}>n_{1} et RH=1,097×107R_{H}=1{,}097\times 10^{7} m⁻¹. La série de Balmer, visible, correspond à n1=2n_{1}=2. Le spectre ci-dessous montre quatre de ses raies.

400500600λ (nm)656486434410
  • a) Calculez la longueur d'onde de la raie n2=3n1=2n_{2}=3\rightarrow n_{1}=2.
  • b) Quelle transition produit la raie à 410410 nm ? Donnez n2n_{2}.
  • c) Calculez la limite de la série de Balmer (n2n_{2}\to\infty).
  • d) Calculez la longueur d'onde de la première raie de la série de Lyman (n1=1n_{1}=1, n2=2n_{2}=2). Dans quel domaine est-elle ?
  • e) Pourquoi les raies de Balmer se resserrent-elles vers les courtes longueurs d'onde ?

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Réponses

  • a) 656656 nm (Hα\alpha)
  • b) 626\rightarrow 2
  • c) λlim=365\lambda_{lim}=365 nm
  • d) 122122 nm, ultraviolet
  • e) Niveaux en 1/n2-1/n^{2} qui se resserrent

a) 1λ=1,097×107(1419)=1,524×106\dfrac{1}{\lambda}=1{,}097\times 10^{7}\left(\dfrac{1}{4}-\dfrac{1}{9}\right)=1{,}524\times 10^{6} m⁻¹, donc λ=656\lambda=656 nm : la raie rouge Hα\alpha.

b) On essaie les valeurs successives : n2=4n_{2}=4 donne 486486 nm, n2=5n_{2}=5 donne 434434 nm, n2=6n_{2}=6 donne 11,097×107(1/41/36)=410\dfrac{1}{1{,}097\times 10^{7}(1/4-1/36)}=410 nm. C'est la transition 626\rightarrow 2.

c) Quand n2n_{2}\to\infty, 1n220\dfrac{1}{n_{2}^{2}}\to 0 : λlim=4RH=3,65×107\lambda_{lim}=\dfrac{4}{R_{H}}=3{,}65\times 10^{-7} m =365=365 nm, dans le proche ultraviolet. Aucune raie de Balmer n'a une longueur d'onde plus courte.

d) 1λ=1,097×107×34\dfrac{1}{\lambda}=1{,}097\times 10^{7}\times\dfrac{3}{4}, donc λ=122\lambda=122 nm, dans l'ULTRAVIOLET lointain. Toute la série de Lyman est invisible et arrêtée par l'atmosphère : on l'observe depuis l'espace.

e) Les niveaux d'énergie en 1n2-\dfrac{1}{n^{2}} se rapprochent quand nn augmente. Les écarts avec le niveau 22 tendent donc vers une valeur limite : les photons émis ont des énergies de plus en plus proches, et les raies s'accumulent près de la limite de 365365 nm.

Exercice 3 : Le modèle de Bohr : rayons, vitesses et onde stationnaire

Dans le modèle de Bohr, l'électron de l'hydrogène décrit des orbites circulaires sur lesquelles son moment cinétique est quantifié : mevr=nm_{e}vr=n\hbar. On en déduit rn=n2a0r_{n}=n^{2}a_{0} avec a0=0,0529a_{0}=0{,}0529 nm, et vn=v1nv_{n}=\dfrac{v_{1}}{n} avec v1=2,19×106v_{1}=2{,}19\times 10^{6} m/s.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm.

  • a) Calculez le rayon de l'orbite n=3n=3.
  • b) Calculez la vitesse de l'électron sur cette orbite.
  • c) Calculez la période de révolution de l'électron sur l'orbite n=1n=1.
  • d) Calculez la longueur d'onde de de Broglie de l'électron sur l'orbite n=1n=1 et comparez-la à la circonférence 2πa02\pi a_{0}.
  • e) Des atomes « de Rydberg » sont préparés dans l'état n=100n=100. Quel est leur rayon, en µm ?

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a)
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c)
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Réponses

  • a) r3=0,476r_{3}=0{,}476 nm
  • b) v3=7,30×105v_{3}=7{,}30\times 10^{5} m/s
  • c) T=1,52×1016T=1{,}52\times 10^{-16} s
  • d) λ=3,32×1010\lambda=3{,}32\times 10^{-10} m =2πa0=2\pi a_{0}
  • e) r100=0,529r_{100}=0{,}529 µm

a) r3=9×0,0529=0,476r_{3}=9\times 0{,}0529=0{,}476 nm.

b) v3=2,19×1063=7,30×105v_{3}=\dfrac{2{,}19\times 10^{6}}{3}=7{,}30\times 10^{5} m/s.

c) T=2πa0v1=2π×5,29×10112,19×106=1,52×1016T=\dfrac{2\pi a_{0}}{v_{1}}=\dfrac{2\pi\times 5{,}29\times 10^{-11}}{2{,}19\times 10^{6}}=1{,}52\times 10^{-16} s. Soit une fréquence de 6,6×10156{,}6\times 10^{15} Hz, du même ordre que celle de la lumière ultraviolette : c'est ce qui rendait le modèle plausible.

d) λ=hmev1=6,63×10349,11×1031×2,19×106=3,32×1010\lambda=\dfrac{h}{m_{e}v_{1}}=\dfrac{6{,}63\times 10^{-34}}{9{,}11\times 10^{-31}\times 2{,}19\times 10^{6}}=3{,}32\times 10^{-10} m, et 2πa0=3,32×10102\pi a_{0}=3{,}32\times 10^{-10} m. Égalité : l'orbite fondamentale contient exactement UNE longueur d'onde. En général 2πrn=nλn2\pi r_{n}=n\lambda_{n} est la condition de Bohr réécrite, mevr=nm_{e}vr=n\hbar équivaut à 2πr=nhmev2\pi r=n\dfrac{h}{m_{e}v} : l'électron est une onde stationnaire qui se referme sur elle-même, comme une corde vibrante refermée en anneau.

e) r100=104×0,0529r_{100}=10^{4}\times 0{,}0529 nm =529=529 nm =0,529=0{,}529 µm, dix mille fois la taille d'un atome ordinaire, presque la taille d'une bactérie. Ces atomes géants, très sensibles aux champs électriques, servent aujourd'hui en optique quantique.

Exercice 4 : Les ions hydrogénoïdes : quand la charge du noyau change tout

Un ion hydrogénoïde possède un noyau de charge +Ze+Ze et un seul électron : He⁺ (Z=2Z=2), Li²⁺ (Z=3Z=3). Le modèle de Bohr s'y applique avec En=13,6Z2n2E_{n}=-\dfrac{13{,}6\,Z^{2}}{n^{2}} eV et rn=n2Za0r_{n}=\dfrac{n^{2}}{Z}a_{0}. On prend hc=1240hc=1240 eV·nm.

  • a) Calculez l'énergie d'ionisation de He⁺ depuis son état fondamental.
  • b) Même question pour Li²⁺.
  • c) Calculez l'énergie du photon émis par He⁺ lors de la transition 434\rightarrow 3.
  • d) Calculez sa longueur d'onde. Dans quel domaine se situe-t-elle ?
  • e) Par quel facteur le rayon de l'orbite fondamentale de Li²⁺ est-il plus petit que celui de l'hydrogène ?

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Réponses

  • a) 54,454{,}4 eV
  • b) 122,4122{,}4 eV
  • c) ΔE=2,64\Delta E=2{,}64 eV
  • d) λ=469\lambda=469 nm, bleu
  • e) Trois fois plus petit

a) Eion=13,6×22=54,4E_{ion}=13{,}6\times 2^{2}=54{,}4 eV. L'électron est attiré par une charge double, à une distance moitié : il est quatre fois plus lié.

b) Eion=13,6×9=122,4E_{ion}=13{,}6\times 9=122{,}4 eV.

c) ΔE=54,4(19116)=54,4×7144=2,64\Delta E=54{,}4\left(\dfrac{1}{9}-\dfrac{1}{16}\right)=54{,}4\times\dfrac{7}{144}=2{,}64 eV.

d) λ=12402,644=469\lambda=\dfrac{1240}{2{,}644}=469 nm, dans le BLEU. Cette raie de l'hélium ionisé, observée dans le Soleil et les étoiles chaudes, a d'abord été attribuée à tort à l'hydrogène. Attention : 434\rightarrow 3 n'appartient à aucune série de l'hydrogène visible, c'est le facteur Z2=4Z^{2}=4 qui ramène la raie dans le visible.

e) r1=a0Zr_{1}=\dfrac{a_{0}}{Z} : trois fois plus petit. L'énergie, elle, est multipliée par Z2=9Z^{2}=9 : les deux effets, charge plus forte et distance plus courte, se combinent.

Exercice 5 : La diffraction des électrons : l'expérience de Davisson et Germer

En 1927, Davisson et Germer envoient des électrons accélérés sous 5454 V sur un cristal de nickel dont les rangées d'atomes en surface sont espacées de d=0,215d=0{,}215 nm. Ils observent un maximum de diffusion dans une direction θ\theta telle que dsinθ=λd\sin\theta=\lambda, comme pour un réseau.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm. Masse du neutron 1,675×10271{,}675\times 10^{-27} kg.

  • a) Montrez que la longueur d'onde de de Broglie d'un électron accéléré sous VV vaut λ=h2meeV\lambda=\dfrac{h}{\sqrt{2m_{e}eV}} et calculez-la pour V=54V=54 V.
  • b) Calculez l'angle θ\theta du maximum de diffusion.
  • c) Sous quelle tension faudrait-il accélérer les électrons pour diviser leur longueur d'onde par deux ?
  • d) Des neutrons « thermiques » ont une énergie cinétique de 0,0250{,}025 eV. Calculez leur longueur d'onde.
  • e) Pourquoi les électrons et les neutrons thermiques conviennent-ils à l'étude des cristaux, mais pas la lumière visible ?

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Réponses

  • a) λ=0,167\lambda=0{,}167 nm
  • b) θ51°\theta\approx 51°
  • c) V=216V=216 V
  • d) λ=0,181\lambda=0{,}181 nm
  • e) λ\lambda comparable à l'espacement atomique

a) L'énergie cinétique acquise vaut eV=p22meeV=\dfrac{p^{2}}{2m_{e}}, donc p=2meeVp=\sqrt{2m_{e}eV} et λ=hp\lambda=\dfrac{h}{p}. Numériquement : p=2×9,11×1031×1,60×1019×54=3,97×1024p=\sqrt{2\times 9{,}11\times 10^{-31}\times 1{,}60\times 10^{-19}\times 54}=3{,}97\times 10^{-24} kg·m/s et λ=1,67×1010\lambda=1{,}67\times 10^{-10} m =0,167=0{,}167 nm.

b) sinθ=0,1670,215=0,777\sin\theta=\dfrac{0{,}167}{0{,}215}=0{,}777, donc θ=51°\theta=51°. Davisson et Germer ont mesuré 50°50° : l'accord a établi la nature ondulatoire de l'électron.

c) λ1V\lambda\propto\dfrac{1}{\sqrt{V}} : pour diviser λ\lambda par 22, il faut multiplier VV par 44, soit 216216 V. L'erreur classique est de doubler la tension.

d) λ=h2mnE=6,63×10342×1,675×1027×0,025×1,60×1019=1,81×1010\lambda=\dfrac{h}{\sqrt{2m_{n}E}}=\dfrac{6{,}63\times 10^{-34}}{\sqrt{2\times 1{,}675\times 10^{-27}\times 0{,}025\times 1{,}60\times 10^{-19}}}=1{,}81\times 10^{-10} m =0,181=0{,}181 nm.

e) La diffraction n'est marquée que si la longueur d'onde est du même ordre que l'espacement des obstacles. Les distances entre atomes valent quelques dixièmes de nanomètre : c'est justement la longueur d'onde de ces électrons et neutrons, alors que la lumière visible, de 400400 à 700700 nm, est mille fois trop grande.

Partie B : problèmes et raisonnement (/50)

Exercice 6 : Les rayons X : la limite de Duane-Hunt et la loi de Moseley

Dans un tube à rayons X, des électrons accélérés sous une tension VV frappent une anode métallique. Le spectre émis comporte un fond continu (rayonnement de freinage) qui s'arrête net à une longueur d'onde minimale, et des raies propres au métal. La raie Kα\alpha obéit approximativement à la loi de Moseley : EKα10,2(Z1)2E_{K\alpha}\approx 10{,}2\,(Z-1)^{2} eV. On prend hc=1240hc=1240 eV·nm.

  • a) Pour V=30,0V=30{,}0 kV, calculez la longueur d'onde minimale du spectre continu.
  • b) Pourquoi existe-t-il une longueur d'onde minimale ?
  • c) Calculez l'énergie de la raie Kα\alpha du cuivre (Z=29Z=29), en keV.
  • d) Calculez sa longueur d'onde.
  • e) Une anode inconnue donne une raie Kα\alpha à 0,1940{,}194 nm. Identifiez son numéro atomique.

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Réponses

  • a) λmin=0,0413\lambda_{min}=0{,}0413 nm
  • b) Un photon ne dépasse pas l'énergie eVeV
  • c) 8,008{,}00 keV
  • d) 0,1550{,}155 nm
  • e) Z=26Z=26, le fer

a) Un électron ne peut céder au mieux que toute son énergie cinétique eV=30,0eV=30{,}0 keV à un seul photon : λmin=hceV=124030000=0,0413\lambda_{min}=\dfrac{hc}{eV}=\dfrac{1240}{30\,000}=0{,}0413 nm.

b) Parce que l'énergie est échangée par photons : un photon plus court aurait une énergie supérieure à celle de l'électron qui le produit, ce que la conservation de l'énergie interdit. La théorie ondulatoire classique ne prévoyait aucune coupure nette ; son existence est une preuve directe de la quantification.

c) E=10,2×282=8,00×103E=10{,}2\times 28^{2}=8{,}00\times 10^{3} eV =8,00=8{,}00 keV. C'est le facteur (Z1)(Z-1), et non ZZ, qui apparaît : l'électron qui descend en couche K « voit » le noyau écranté par l'électron qui y reste.

d) λ=12408000=0,155\lambda=\dfrac{1240}{8000}=0{,}155 nm, la raie utilisée dans les diffractomètres de laboratoire.

e) E=12400,194=6,39×103E=\dfrac{1240}{0{,}194}=6{,}39\times 10^{3} eV, donc (Z1)2=639210,2=627(Z-1)^{2}=\dfrac{6392}{10{,}2}=627, Z1=25,0Z-1=25{,}0 et Z=26Z=26 : le FER. Moseley a ainsi ordonné les éléments par numéro atomique et prédit les éléments manquants du tableau périodique.

0,050,100,15λ (nm)λminintensité

Exercice 7 : L'expérience de Franck et Hertz

Dans un tube rempli de vapeur de mercure, des électrons sont accélérés sous une tension VV croissante. Le courant collecté augmente, puis chute brusquement à des tensions régulièrement espacées : les pics sont séparés de 4,94{,}9 V. En même temps, la vapeur émet un rayonnement ultraviolet.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm.

51015tension (V)courant anodique
  • a) Que se passe-t-il pour un électron qui atteint une énergie cinétique de 4,94{,}9 eV ?
  • b) Calculez la longueur d'onde du rayonnement émis par les atomes de mercure excités.
  • c) À quelles tensions attend-on les trois premières chutes de courant ?
  • d) Calculez la vitesse d'un électron d'énergie cinétique 4,94{,}9 eV.
  • e) En quoi cette expérience, qui n'utilise aucune lumière incidente, confirme-t-elle le modèle de Bohr ?

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) Choc inélastique : l'atome est excité
  • b) λ=253\lambda=253 nm
  • c) 4,94{,}9 ; 9,89{,}8 ; 14,714{,}7 V
  • d) v=1,31×106v=1{,}31\times 10^{6} m/s
  • e) L'atome est quantifié, même sans lumière

a) Tant que son énergie reste inférieure à 4,94{,}9 eV, l'électron rebondit sur les atomes de mercure sans perdre d'énergie (chocs élastiques). Dès qu'il atteint 4,94{,}9 eV, il peut céder cette énergie à un atome en le portant dans son premier état excité : il perd presque toute sa vitesse et ne franchit plus la grille de freinage, d'où la chute du courant.

b) L'atome excité revient au fondamental en émettant un photon de 4,94{,}9 eV : λ=12404,9=253\lambda=\dfrac{1240}{4{,}9}=253 nm, dans l'ultraviolet. C'est bien la raie observée, la même que celle des lampes germicides au mercure.

c) Un électron peut exciter un atome, se faire réaccélérer, en exciter un second, et ainsi de suite : chutes à 4,94{,}9 V, 9,89{,}8 V et 14,714{,}7 V. L'écart constant entre les pics, et non la position du premier (décalée en pratique par la différence des travaux d'extraction des électrodes), mesure l'énergie d'excitation.

d) v=2Eme=2×4,9×1,60×10199,11×1031=1,31×106v=\sqrt{\dfrac{2E}{m_{e}}}=\sqrt{\dfrac{2\times 4{,}9\times 1{,}60\times 10^{-19}}{9{,}11\times 10^{-31}}}=1{,}31\times 10^{6} m/s.

e) Elle montre que l'atome n'accepte de l'énergie que par paquets déterminés, même quand cette énergie vient d'un choc avec un électron : la quantification appartient à l'ATOME, pas seulement à la lumière. Et le photon émis a exactement l'énergie mesurée électriquement, ce qui relie les deux méthodes.

Exercice 8 : Cinq affirmations à corriger

Chacune des affirmations suivantes est fausse, ou fausse par un détail décisif. Choisissez l'énoncé correct ou donnez la valeur demandée. Deux points chacune. Niveaux de l'hydrogène : En=13,6n2E_{n}=-\dfrac{13{,}6}{n^{2}} eV.

  • a) « Une lumière plus intense est faite de photons plus énergétiques. »
  • b) « Dans l'atome d'hydrogène, l'électron tourne sur une orbite circulaire bien définie, comme une planète. »
  • c) « Un atome d'hydrogène au repos dans son état fondamental absorbe tout photon d'énergie comprise entre 10,210{,}2 et 13,613{,}6 eV. » Jusqu'à quel niveau un photon de 12,7512{,}75 eV porte-t-il l'électron ?
  • d) « La lumière est tantôt une onde, tantôt une particule, et elle change de nature d'une expérience à l'autre. »
  • e) « Les raies d'absorption d'un gaz froid et les raies d'émission du même gaz chaud tombent à des longueurs d'onde différentes. »

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) Intensité : nombre de photons
  • b) Probabilité de présence, pas d'orbite
  • c) n=4n=4 : seuls les écarts exacts sont absorbés
  • d) Un seul objet quantique
  • e) Mêmes longueurs d'onde

a) L'intensité fixe le NOMBRE de photons par seconde ; l'énergie de chaque photon ne dépend que de sa fréquence, E=hfE=hf. Un laser rouge puissant envoie beaucoup de photons de 1,91{,}9 eV, une faible lampe ultraviolette peu de photons de 44 eV.

b) C'est le modèle de Bohr, utile pour les énergies mais dépassé. La mécanique quantique ne donne pas de trajectoire : elle décrit l'électron par une onde dont le carré donne une PROBABILITÉ de présence, répartie en « orbitales » sans contour net. Le rayon de Bohr reste la distance la plus probable dans l'état fondamental.

c) L'absorption n'a lieu que pour les énergies égales à un écart entre niveaux : 10,210{,}2 eV (121\rightarrow 2), 12,0912{,}09 eV (131\rightarrow 3), 12,7512{,}75 eV (141\rightarrow 4)... Au-dessus de 13,613{,}6 eV, l'ionisation accepte toute énergie. Pour 12,7512{,}75 eV : En=13,6+12,75=0,85E_{n}=-13{,}6+12{,}75=-0{,}85 eV, donc n2=13,60,85=16n^{2}=\dfrac{13{,}6}{0{,}85}=16 et n=4n=4.

d) La lumière ne change pas de nature : c'est un objet quantique unique, dont la propagation se calcule comme une onde et dont les échanges d'énergie se font par quanta. Envoyée photon par photon dans des fentes de Young, elle frappe l'écran en impacts ponctuels qui dessinent, à la longue, la figure d'interférence : les deux aspects apparaissent dans la MÊME expérience.

e) Elles tombent aux MÊMES longueurs d'onde, parce qu'elles correspondent aux mêmes écarts entre niveaux d'énergie : le photon absorbé pour monter de E1E_{1} à E2E_{2} a l'énergie de celui qui est émis en redescendant. C'est ce qui permet d'identifier les éléments d'une étoile par les raies sombres de son spectre.

Exercice 9 : Problème : le décalage des raies d'une galaxie

Le spectre d'une galaxie montre la raie Hα\alpha de l'hydrogène à 658,4658{,}4 nm, alors qu'elle vaut 656,3656{,}3 nm au laboratoire. Pour une vitesse vv faible devant cc, l'effet Doppler donne Δλλ=vc\dfrac{\Delta\lambda}{\lambda}=\dfrac{v}{c}, v>0v>0 pour une source qui s'éloigne. Loi de Hubble : v=H0dv=H_{0}d avec H0=70H_{0}=70 km/s par mégaparsec (Mpc). c=3,00×105c=3{,}00\times 10^{5} km/s.

  • a) La galaxie s'approche-t-elle ou s'éloigne-t-elle ?
  • b) Calculez sa vitesse radiale, en km/s.
  • c) Calculez sa distance, en Mpc.
  • d) Où tombe, dans ce spectre, la raie Hβ\beta (486,1486{,}1 nm au laboratoire) ?
  • e) Pourquoi identifie-t-on la raie décalée à Hα\alpha plutôt qu'à une raie inconnue ?

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) Elle s'éloigne (décalage vers le rouge)
  • b) v960v\approx 960 km/s
  • c) d13,7d\approx 13{,}7 Mpc
  • d) 487,7487{,}7 nm
  • e) Même facteur pour toutes les raies

a) La longueur d'onde observée est plus GRANDE : décalage vers le rouge, la galaxie s'éloigne.

b) v=cΔλλ=3,00×105×2,1656,3=9,6×102v=c\dfrac{\Delta\lambda}{\lambda}=3{,}00\times 10^{5}\times\dfrac{2{,}1}{656{,}3}=9{,}6\times 10^{2} km/s. On vérifie que vcv\ll c (0,30{,}3 %) : la formule non relativiste est valable.

c) d=vH0=96070=13,7d=\dfrac{v}{H_{0}}=\dfrac{960}{70}=13{,}7 Mpc, environ 4545 millions d'années-lumière.

d) Le décalage RELATIF est le même pour toutes les raies : λ=486,1×(1+2,1656,3)=487,7\lambda=486{,}1\times\left(1+\dfrac{2{,}1}{656{,}3}\right)=487{,}7 nm. Le décalage absolu, 1,61{,}6 nm, est plus petit que celui de Hα\alpha : c'est la signature d'un effet Doppler, et non d'une erreur de calibration qui décalerait tout de la même quantité.

e) Parce que TOUTES les raies de l'hydrogène (Hα\alpha, Hβ\beta, Hγ\gamma...) sont décalées du même facteur 1+vc1+\dfrac{v}{c} : le motif des rapports de longueurs d'onde fixé par les niveaux de Bohr est conservé. On reconnaît l'empreinte de l'élément, puis on mesure son décalage.

Exercice 10 : Problème : compter les photons d'une étoile à peine visible

Une étoile à la limite de la visibilité à l'œil nu produit au sol un flux lumineux de 1,0×10111{,}0\times 10^{-11} W/m², qu'on suppose concentré à 550550 nm. La pupille dilatée a un diamètre de 7,07{,}0 mm. L'œil intègre la lumière sur environ 0,100{,}10 s.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm.

  • a) Calculez la puissance lumineuse qui entre dans la pupille.
  • b) Calculez l'énergie d'un photon de 550550 nm.
  • c) Combien de photons entrent dans l'œil par seconde ?
  • d) Combien en reçoit-il pendant son temps d'intégration ?
  • e) Une étoile 100100 fois moins lumineuse enverrait un photon par dizaine de millisecondes. Pourquoi l'œil ne la voit-il plus, alors qu'un bâtonnet de la rétine réagit à un seul photon ?

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) P=3,85×1016P=3{,}85\times 10^{-16} W
  • b) E=3,62×1019E=3{,}62\times 10^{-19} J
  • c) 1,06×103\approx 1{,}06\times 10^{3} photons/s
  • d) Environ 106106 photons
  • e) Seuil de coïncidence non atteint

a) Aire de la pupille : π×(3,5×103)2=3,85×105\pi\times(3{,}5\times 10^{-3})^{2}=3{,}85\times 10^{-5} m². Puissance : P=1,0×1011×3,85×105=3,85×1016P=1{,}0\times 10^{-11}\times 3{,}85\times 10^{-5}=3{,}85\times 10^{-16} W. Le RAYON est la moitié du diamètre.

b) E=hcλ=6,63×1034×3,00×108550×109=3,62×1019E=\dfrac{hc}{\lambda}=\dfrac{6{,}63\times 10^{-34}\times 3{,}00\times 10^{8}}{550\times 10^{-9}}=3{,}62\times 10^{-19} J.

c) N=PE=3,85×10163,62×1019=1,06×103N=\dfrac{P}{E}=\dfrac{3{,}85\times 10^{-16}}{3{,}62\times 10^{-19}}=1{,}06\times 10^{3} photons/s.

d) 1,06×103×0,101061{,}06\times 10^{3}\times 0{,}10\approx 106 photons, dont une petite fraction seulement est absorbée par les bâtonnets.

e) Le cerveau n'annonce une lumière que si plusieurs bâtonnets voisins sont déclenchés dans le même intervalle de temps : c'est un filtre contre le « bruit » des déclenchements spontanés. Avec une dizaine de photons au plus par temps d'intégration, dont la plupart sont perdus, le seuil n'est plus franchi. La lumière reste granulaire à ce niveau : un détecteur plus sensible, comme une caméra à comptage de photons, la verrait arriver grain par grain.

Partie C : les classiques (/50)

Exercice 11 : La particule dans une boîte : quantifier par une onde stationnaire

Un électron est confiné entre deux parois infranchissables distantes de LL. Comme une corde fixée à ses deux bouts, son onde de de Broglie doit être STATIONNAIRE avec des nœuds aux parois : L=nλ2L=n\dfrac{\lambda}{2}, n=1,2,3n=1,2,3\ldots Son énergie, purement cinétique, vaut E=p22meE=\dfrac{p^{2}}{2m_{e}}.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm.

n = 1 : E₁n = 2 : 4E₁n = 3 : 9E₁0L
  • a) Montrez que En=n2h28meL2E_{n}=\dfrac{n^{2}h^{2}}{8m_{e}L^{2}}, puis calculez E1E_{1} en eV pour L=1,00L=1{,}00 nm.
  • b) Calculez l'énergie du photon émis lors de la transition 212\rightarrow 1.
  • c) Calculez sa longueur d'onde, en nm.
  • d) Dans la molécule d'hexatriène, les 66 électrons délocalisés se comportent comme des électrons dans une boîte de L=0,73L=0{,}73 nm, deux par niveau. L'absorption fait passer un électron du niveau n=3n=3 au niveau n=4n=4. Calculez la longueur d'onde absorbée.
  • e) Pourquoi un électron confiné ne peut-il jamais avoir une énergie nulle ?

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) E1=0,377E_{1}=0{,}377 eV
  • b) ΔE=1,13\Delta E=1{,}13 eV
  • c) λ1,10×103\lambda\approx 1{,}10\times 10^{3} nm
  • d) λ250\lambda\approx 250 nm
  • e) Énergie de point zéro : n = 0 interdit

a) λn=2Ln\lambda_{n}=\dfrac{2L}{n}, donc pn=hλn=nh2Lp_{n}=\dfrac{h}{\lambda_{n}}=\dfrac{nh}{2L} et En=pn22me=n2h28meL2E_{n}=\dfrac{p_{n}^{2}}{2m_{e}}=\dfrac{n^{2}h^{2}}{8m_{e}L^{2}}. Pour L=1,00×109L=1{,}00\times 10^{-9} m : E1=(6,63×1034)28×9,11×1031×1018=6,03×1020E_{1}=\dfrac{(6{,}63\times 10^{-34})^{2}}{8\times 9{,}11\times 10^{-31}\times 10^{-18}}=6{,}03\times 10^{-20} J =0,377=0{,}377 eV. La quantification sort ici de la seule condition d'onde stationnaire, sans aucun postulat supplémentaire.

b) E2E1=(41)E1=3×0,377=1,13E_{2}-E_{1}=(4-1)E_{1}=3\times 0{,}377=1{,}13 eV.

c) λ=12401,131=1,10×103\lambda=\dfrac{1240}{1{,}131}=1{,}10\times 10^{3} nm, dans le proche infrarouge.

d) Pour L=0,73L=0{,}73 nm, E1=0,3770,732=0,707E_{1}=\dfrac{0{,}377}{0{,}73^{2}}=0{,}707 eV. Les 66 électrons remplissent les niveaux 11, 22 et 33 ; la transition 343\rightarrow 4 coûte (169)E1=7×0,707=4,95(16-9)E_{1}=7\times 0{,}707=4{,}95 eV, soit λ=12404,95=250\lambda=\dfrac{1240}{4{,}95}=250 nm. La mesure donne 258258 nm : un modèle d'une ligne retrouve l'absorption d'une vraie molécule à 33 % près. Plus la chaîne est longue, plus LL grandit et plus la couleur absorbée glisse vers le visible, d'où la couleur orange du carotène.

e) Le niveau n=0n=0 donnerait λ\lambda infinie, une onde sans nœud intérieur qui ne s'annule pas aux parois : c'est interdit. L'énergie minimale est E1>0E_{1}>0, l'« énergie de point zéro », qui croît quand LL diminue. C'est le principe d'incertitude à l'œuvre : confiner, c'est donner une quantité de mouvement.

Exercice 12 : Pourquoi les raies de Balmer d'une étoile dépendent de sa température

Pour produire une raie d'ABSORPTION de Balmer, un atome d'hydrogène doit déjà se trouver au niveau n=2n=2, à 10,210{,}2 eV au-dessus du fondamental. À l'équilibre thermique, la loi de Boltzmann donne N2N1=g2g1eΔE/(kT)\dfrac{N_{2}}{N_{1}}=\dfrac{g_{2}}{g_{1}}e^{-\Delta E/(kT)}, avec gn=2n2g_{n}=2n^{2} états par niveau et k=8,62×105k=8{,}62\times 10^{-5} eV/K.

  • a) Calculez le rapport g2g1\dfrac{g_{2}}{g_{1}}.
  • b) Calculez kTkT à la surface du Soleil, 58005800 K.
  • c) Calculez N2N1\dfrac{N_{2}}{N_{1}} à 58005800 K (en ×109\times 10^{-9}).
  • d) Calculez N2N1\dfrac{N_{2}}{N_{1}} à 1000010\,000 K (en ×105\times 10^{-5}).
  • e) Les raies de Balmer sont pourtant les plus intenses dans les étoiles vers 1000010\,000 K, et faiblissent dans les étoiles encore plus chaudes. Pourquoi ?

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) 44
  • b) kT=0,500kT=0{,}500 eV
  • c) 5,5×1095{,}5\times 10^{-9}
  • d) 2,9×1052{,}9\times 10^{-5}
  • e) Ionisation de l'hydrogène au-delà de 10 000 K

a) g2g1=2×42×1=4\dfrac{g_{2}}{g_{1}}=\dfrac{2\times 4}{2\times 1}=4.

b) kT=8,62×105×5800=0,500kT=8{,}62\times 10^{-5}\times 5800=0{,}500 eV, vingt fois moins que l'écart de 10,210{,}2 eV.

c) N2N1=4e10,2/0,500=4e20,4=5,5×109\dfrac{N_{2}}{N_{1}}=4\,e^{-10{,}2/0{,}500}=4\,e^{-20{,}4}=5{,}5\times 10^{-9}. Pas même un atome sur cent millions : le Soleil a pourtant des raies de Balmer visibles, parce que la colonne de gaz traversée contient un nombre d'atomes gigantesque.

d) kT=0,862kT=0{,}862 eV et N2N1=4e11,83=2,9×105\dfrac{N_{2}}{N_{1}}=4\,e^{-11{,}83}=2{,}9\times 10^{-5} : cinq mille fois plus qu'à 58005800 K, pour une température à peine doublée. L'exponentielle rend la population du niveau 22 extraordinairement sensible à la température.

e) Au-delà de 1000010\,000 K environ, l'hydrogène s'IONISE massivement : l'énergie d'ionisation n'est que 13,613{,}6 eV, et les atomes qui ont perdu leur électron ne peuvent plus absorber de raie. La population au niveau 22 passe donc par un maximum. C'est ainsi que Cecilia Payne a montré, en 1925, que les différences entre spectres stellaires tiennent à la température et non à la composition.

Exercice 13 : Planck contre Rayleigh-Jeans : la catastrophe chiffrée

La loi de Planck donne la luminance spectrale d'un corps noir, BP=2hc2λ51ex1B_{P}=\dfrac{2hc^{2}}{\lambda^{5}}\cdot\dfrac{1}{e^{x}-1} avec x=hcλkTx=\dfrac{hc}{\lambda kT}. La physique classique prévoyait la loi de Rayleigh-Jeans, BRJ=2ckTλ4B_{RJ}=\dfrac{2ckT}{\lambda^{4}}. Constantes : hck=1,439×102\dfrac{hc}{k}=1{,}439\times 10^{-2} m·K.

  • a) Montrez que BRJBP=ex1x\dfrac{B_{RJ}}{B_{P}}=\dfrac{e^{x}-1}{x}.
  • b) Pour un corps à 58005800 K, calculez xx à λ=500\lambda=500 nm.
  • c) Calculez le rapport BRJBP\dfrac{B_{RJ}}{B_{P}} à cette longueur d'onde.
  • d) Calculez le même rapport à λ=10\lambda=10 µm.
  • e) Que devient la loi de Rayleigh-Jeans quand λ0\lambda\to 0, et qu'a changé l'hypothèse de Planck ?

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c)
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  • a) ex1x\dfrac{e^{x}-1}{x}
  • b) x4,96x\approx 4{,}96
  • c) Environ 28,628{,}6
  • d) Environ 1,141{,}14
  • e) Catastrophe ultraviolette évitée par les quanta

a) BRJBP=2ckTλ4λ5(ex1)2hc2=λkThc(ex1)=ex1x\dfrac{B_{RJ}}{B_{P}}=\dfrac{2ckT}{\lambda^{4}}\cdot\dfrac{\lambda^{5}(e^{x}-1)}{2hc^{2}}=\dfrac{\lambda kT}{hc}(e^{x}-1)=\dfrac{e^{x}-1}{x}.

b) x=1,439×102500×109×5800=4,96x=\dfrac{1{,}439\times 10^{-2}}{500\times 10^{-9}\times 5800}=4{,}96.

c) e4,9614,96=28,6\dfrac{e^{4{,}96}-1}{4{,}96}=28{,}6 : la physique classique surestime d'un facteur près de trente le rayonnement visible du Soleil.

d) x=1,439×10210×106×5800=0,248x=\dfrac{1{,}439\times 10^{-2}}{10\times 10^{-6}\times 5800}=0{,}248 et e0,24810,248=1,14\dfrac{e^{0{,}248}-1}{0{,}248}=1{,}14. Aux grandes longueurs d'onde, quand x1x\ll 1, ex1xe^{x}-1\approx x et les deux lois se rejoignent : la théorie classique n'était fausse que du côté des courtes longueurs d'onde.

e) BRJB_{RJ} croît comme 1λ4\dfrac{1}{\lambda^{4}} et diverge quand λ0\lambda\to 0 : la puissance totale serait infinie, c'est la « catastrophe ultraviolette ». Planck suppose que l'énergie d'un mode de fréquence ff ne s'échange que par quanta hfhf : aux hautes fréquences, hfkThf\gg kT, ces quanta sont trop coûteux pour être excités, le facteur exe^{-x} éteint le spectre.

Exercice 14 : Le refroidissement laser : freiner un atome photon par photon

Un jet d'atomes de sodium (m=3,82×1026m=3{,}82\times 10^{-26} kg) sort d'un four à 600600 m/s. Un laser accordé sur la raie de 589589 nm arrive en sens inverse. Chaque photon absorbé communique à l'atome la quantité de mouvement hλ\dfrac{h}{\lambda} contre son mouvement ; le photon réémis part dans une direction aléatoire, de sorte que sa contribution moyenne est nulle. Un atome absorbe au plus 1,0×1071{,}0\times 10^{7} photons par seconde.

Constantes : h=6,63×1034h=6{,}63\times 10^{-34} J·s, c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s, e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C, me=9,11×1031m_{e}=9{,}11\times 10^{-31} kg, hc=1240hc=1240 eV·nm.

  • a) Calculez la variation de vitesse de l'atome à chaque absorption, en cm/s.
  • b) Combien de photons faut-il pour arrêter l'atome ?
  • c) Combien de temps faut-il, au taux maximal ?
  • d) Calculez la décélération correspondante, en multiples de g=9,8g=9{,}8 m/s².
  • e) Pourquoi faut-il, comme dans les expériences réelles, modifier la fréquence du laser (ou l'accord de l'atome) à mesure que l'atome ralentit ?

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a)
b)
c)
d)
e)
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Réponses

  • a) Δv=2,95\Delta v=2{,}95 cm/s
  • b) N2,04×104N\approx 2{,}04\times 10^{4}
  • c) t2,0t\approx 2{,}0 ms
  • d) a3,0×104ga\approx 3{,}0\times 10^{4}\,g
  • e) Suivre le décalage Doppler

a) Δv=hmλ=6,63×10343,82×1026×589×109=2,95×102\Delta v=\dfrac{h}{m\lambda}=\dfrac{6{,}63\times 10^{-34}}{3{,}82\times 10^{-26}\times 589\times 10^{-9}}=2{,}95\times 10^{-2} m/s =2,95=2{,}95 cm/s.

b) N=6002,947×102=2,04×104N=\dfrac{600}{2{,}947\times 10^{-2}}=2{,}04\times 10^{4} photons.

c) t=2,04×1041,0×107=2,0×103t=\dfrac{2{,}04\times 10^{4}}{1{,}0\times 10^{7}}=2{,}0\times 10^{-3} s : deux millisecondes.

d) a=Δv×107=2,95×105a=\Delta v\times 10^{7}=2{,}95\times 10^{5} m/s², soit 2,95×1059,8=3,0×104g\dfrac{2{,}95\times 10^{5}}{9{,}8}=3{,}0\times 10^{4}\,g. Chaque coup est minuscule, mais la cadence est énorme : l'atome s'arrête sur v22a=0,61\dfrac{v^{2}}{2a}=0{,}61 m.

e) À cause de l'effet Doppler : un atome qui fonce vers le laser voit la lumière à une fréquence plus élevée. On accorde le laser pour qu'il soit en résonance à 600600 m/s ; en ralentissant, l'atome sort de la résonance, car la raie est très fine, et cesse d'absorber. Il faut suivre le décalage Doppler tout au long du freinage.

Exercice 15 : La largeur naturelle d'une raie : incertitude en énergie et en temps

Un atome de sodium reste en moyenne τ=16\tau=16 ns dans son état excité avant d'émettre un photon de 589589 nm. La relation d'incertitude énergie-temps, ΔEτ\Delta E\,\tau\approx\hbar, donne à la raie une largeur naturelle en fréquence Δf=12πτ\Delta f=\dfrac{1}{2\pi\tau}. =1,055×1034\hbar=1{,}055\times 10^{-34} J·s ; e=1,60×1019e=1{,}60\times 10^{-19} C ; c=3,00×108c=3{,}00\times 10^{8} m/s.

  • a) Calculez l'incertitude sur l'énergie de l'état excité, en eV (en ×108\times 10^{-8}).
  • b) Calculez la largeur naturelle Δf\Delta f, en MHz.
  • c) Calculez la fréquence de la raie (en ×1014\times 10^{14} Hz).
  • d) Calculez la largeur relative Δff\dfrac{\Delta f}{f} (en ×108\times 10^{-8}).
  • e) Dans une lampe à vapeur de sodium à 500500 K, l'agitation thermique élargit la raie par effet Doppler d'environ 1,71{,}7 GHz. Qu'en déduit-on ?

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Réponses

  • a) ΔE4,1×108\Delta E\approx 4{,}1\times 10^{-8} eV
  • b) Δf9,9\Delta f\approx 9{,}9 MHz
  • c) f=5,09×1014f=5{,}09\times 10^{14} Hz
  • d) 1,95×1081{,}95\times 10^{-8}
  • e) Doppler environ 170 fois plus large

a) ΔEτ=1,055×103416×109=6,59×1027\Delta E\approx\dfrac{\hbar}{\tau}=\dfrac{1{,}055\times 10^{-34}}{16\times 10^{-9}}=6{,}59\times 10^{-27} J, soit 6,59×10271,60×1019=4,1×108\dfrac{6{,}59\times 10^{-27}}{1{,}60\times 10^{-19}}=4{,}1\times 10^{-8} eV. Un état qui ne dure qu'un temps fini n'a pas une énergie parfaitement définie.

b) Δf=12π×16×109=9,9×106\Delta f=\dfrac{1}{2\pi\times 16\times 10^{-9}}=9{,}9\times 10^{6} Hz =9,9=9{,}9 MHz. On vérifie la cohérence : ΔEh=/τ2π=12πτ\dfrac{\Delta E}{h}=\dfrac{\hbar/\tau}{2\pi\hbar}=\dfrac{1}{2\pi\tau}.

c) f=cλ=3,00×108589×109=5,09×1014f=\dfrac{c}{\lambda}=\dfrac{3{,}00\times 10^{8}}{589\times 10^{-9}}=5{,}09\times 10^{14} Hz.

d) Δff=9,95×1065,09×1014=1,95×108\dfrac{\Delta f}{f}=\dfrac{9{,}95\times 10^{6}}{5{,}09\times 10^{14}}=1{,}95\times 10^{-8} : la raie est définie à deux cent-millionièmes près. C'est ce qui rend les horloges atomiques possibles.

e) L'élargissement Doppler, 1,7×1099,9×106170\dfrac{1{,}7\times 10^{9}}{9{,}9\times 10^{6}}\approx 170 fois plus grand, domine complètement dans un gaz chaud. Pour observer la largeur naturelle, il faut supprimer le mouvement des atomes, en les refroidissant par laser ou en utilisant un jet perpendiculaire au faisceau. La largeur naturelle est une limite fondamentale, la largeur Doppler un défaut expérimental.

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