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.
Série autocorrigéeTape tes réponses sous chaque question : la page te dit juste ou faux avant d'ouvrir la correction. Avec un compte, chaque bonne réponse du premier coup rapporte des points.
•Incertitude énergie-temps : ΔEΔt≈ℏ ; largeur naturelle d'une raie Δf=2πτ1.
Partie A : les bases (/50)
Exercice 1 : La quantité de mouvement du photon : la voile solaire
Un photon de longueur d'onde λ transporte une quantité de mouvement p=λh, même s'il n'a pas de masse. Une voile solaire parfaitement réfléchissante de 100 m², tournée face au Soleil à la distance de la Terre, reçoit un flux de 1361 W/m². La sonde a une masse totale de 10,0 kg. On prend une longueur d'onde moyenne de 550 nm.
a) Calculez la quantité de mouvement d'un photon de 550 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 p ?
d) Montrez que la force vaut F=c2IA et calculez-la.
e) Calculez la vitesse gagnée par la sonde en une journée, depuis le repos.
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Réponses
a)p=1,21×10−27 kg·m/s
b)N=3,76×1023 photons/s
c)2p
d)F=9,07×10−4 N
e)v≈7,84 m/s
a) p=λh=550×10−96,63×10−34=1,21×10−27 kg·m/s.
b) Puissance reçue : P=IA=1361×100=1,36×105 W. Énergie d'un photon : E=λhc=3,62×10−19 J. Nombre par seconde : N=EP=3,76×1023 photons/s.
c) La quantité de mouvement passe de +p à −p : sa variation vaut −2p, et la voile reçoit +2p. Une voile absorbante ne recevrait que p : réfléchir double la poussée, exactement comme une balle qui rebondit transmet plus d'impulsion qu'une balle qui colle.
d) F=N×2p=EIA×c2E=c2IA, puisque p=cE pour un photon. La longueur d'onde disparaît du résultat. F=3,00×1082×1361×100=9,07×10−4 N, le poids d'un dixième de gramme.
e) a=mF=9,07×10−5 m/s², et en 86400 s : v=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, 2,9 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 : λ1=RH(n121−n221) avec n2>n1 et RH=1,097×107 m⁻¹. La série de Balmer, visible, correspond à n1=2. Le spectre ci-dessous montre quatre de ses raies.
a) Calculez la longueur d'onde de la raie n2=3→n1=2.
b) Quelle transition produit la raie à 410 nm ? Donnez n2.
c) Calculez la limite de la série de Balmer (n2→∞).
d) Calculez la longueur d'onde de la première raie de la série de Lyman (n1=1, n2=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)656 nm (Hα)
b)6→2
c)λlim=365 nm
d)122 nm, ultraviolet
e)Niveaux en −1/n2 qui se resserrent
a) λ1=1,097×107(41−91)=1,524×106 m⁻¹, donc λ=656 nm : la raie rouge Hα.
b) On essaie les valeurs successives : n2=4 donne 486 nm, n2=5 donne 434 nm, n2=6 donne 1,097×107(1/4−1/36)1=410 nm. C'est la transition 6→2.
c) Quand n2→∞, n221→0 : λlim=RH4=3,65×10−7 m =365 nm, dans le proche ultraviolet. Aucune raie de Balmer n'a une longueur d'onde plus courte.
d) λ1=1,097×107×43, donc λ=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 −n21 se rapprochent quand n augmente. Les écarts avec le niveau 2 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 365 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=nℏ. On en déduit rn=n2a0 avec a0=0,0529 nm, et vn=nv1 avec v1=2,19×106 m/s.
b) Calculez la vitesse de l'électron sur cette orbite.
c) Calculez la période de révolution de l'électron sur l'orbite n=1.
d) Calculez la longueur d'onde de de Broglie de l'électron sur l'orbite n=1 et comparez-la à la circonférence 2πa0.
e) Des atomes « de Rydberg » sont préparés dans l'état n=100. Quel est leur rayon, en µm ?
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Réponses
a)r3=0,476 nm
b)v3=7,30×105 m/s
c)T=1,52×10−16 s
d)λ=3,32×10−10 m =2πa0
e)r100=0,529 µm
a) r3=9×0,0529=0,476 nm.
b) v3=32,19×106=7,30×105 m/s.
c) T=v12πa0=2,19×1062π×5,29×10−11=1,52×10−16 s. Soit une fréquence de 6,6×1015 Hz, du même ordre que celle de la lumière ultraviolette : c'est ce qui rendait le modèle plausible.
d) λ=mev1h=9,11×10−31×2,19×1066,63×10−34=3,32×10−10 m, et 2πa0=3,32×10−10 m. Égalité : l'orbite fondamentale contient exactement UNE longueur d'onde. En général 2πrn=nλn est la condition de Bohr réécrite, mevr=nℏ équivaut à 2πr=nmevh : l'électron est une onde stationnaire qui se referme sur elle-même, comme une corde vibrante refermée en anneau.
e) r100=104×0,0529 nm =529 nm =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 et un seul électron : He⁺ (Z=2), Li²⁺ (Z=3). Le modèle de Bohr s'y applique avec En=−n213,6Z2 eV et rn=Zn2a0. On prend hc=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 4→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)54,4 eV
b)122,4 eV
c)ΔE=2,64 eV
d)λ=469 nm, bleu
e)Trois fois plus petit
a) Eion=13,6×22=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=122,4 eV.
c) ΔE=54,4(91−161)=54,4×1447=2,64 eV.
d) λ=2,6441240=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 : 4→3 n'appartient à aucune série de l'hydrogène visible, c'est le facteur Z2=4 qui ramène la raie dans le visible.
e) r1=Za0 : trois fois plus petit. L'énergie, elle, est multipliée par Z2=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 54 V sur un cristal de nickel dont les rangées d'atomes en surface sont espacées de d=0,215 nm. Ils observent un maximum de diffusion dans une direction θ telle que dsinθ=λ, comme pour un réseau.
Constantes : h=6,63×10−34 J·s, c=3,00×108 m/s, e=1,60×10−19 C, me=9,11×10−31 kg, hc=1240 eV·nm. Masse du neutron 1,675×10−27 kg.
a) Montrez que la longueur d'onde de de Broglie d'un électron accéléré sous V vaut λ=2meeVh et calculez-la pour V=54 V.
b) Calculez l'angle θ 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 0,025 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 nm
b)θ≈51°
c)V=216 V
d)λ=0,181 nm
e)λ comparable à l'espacement atomique
a) L'énergie cinétique acquise vaut eV=2mep2, donc p=2meeV et λ=ph. Numériquement : p=2×9,11×10−31×1,60×10−19×54=3,97×10−24 kg·m/s et λ=1,67×10−10 m =0,167 nm.
b) sinθ=0,2150,167=0,777, donc θ=51°. Davisson et Germer ont mesuré 50° : l'accord a établi la nature ondulatoire de l'électron.
c) λ∝V1 : pour diviser λ par 2, il faut multiplier V par 4, soit 216 V. L'erreur classique est de doubler la tension.
d) λ=2mnEh=2×1,675×10−27×0,025×1,60×10−196,63×10−34=1,81×10−10 m =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 400 à 700 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 V 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 obéit approximativement à la loi de Moseley : EKα≈10,2(Z−1)2 eV. On prend hc=1240 eV·nm.
a) Pour V=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 du cuivre (Z=29), en keV.
d) Calculez sa longueur d'onde.
e) Une anode inconnue donne une raie Kα à 0,194 nm. Identifiez son numéro atomique.
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Réponses
a)λmin=0,0413 nm
b)Un photon ne dépasse pas l'énergie eV
c)8,00 keV
d)0,155 nm
e)Z=26, le fer
a) Un électron ne peut céder au mieux que toute son énergie cinétique eV=30,0 keV à un seul photon : λmin=eVhc=300001240=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=8,00×103 eV =8,00 keV. C'est le facteur (Z−1), et non Z, qui apparaît : l'électron qui descend en couche K « voit » le noyau écranté par l'électron qui y reste.
d) λ=80001240=0,155 nm, la raie utilisée dans les diffractomètres de laboratoire.
e) E=0,1941240=6,39×103 eV, donc (Z−1)2=10,26392=627, Z−1=25,0 et Z=26 : le FER. Moseley a ainsi ordonné les éléments par numéro atomique et prédit les éléments manquants du tableau périodique.
Exercice 7 : L'expérience de Franck et Hertz
Dans un tube rempli de vapeur de mercure, des électrons sont accélérés sous une tension V croissante. Le courant collecté augmente, puis chute brusquement à des tensions régulièrement espacées : les pics sont séparés de 4,9 V. En même temps, la vapeur émet un rayonnement ultraviolet.
a) Que se passe-t-il pour un électron qui atteint une énergie cinétique de 4,9 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 4,9 eV.
e) En quoi cette expérience, qui n'utilise aucune lumière incidente, confirme-t-elle le modèle de Bohr ?
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Réponses
a)Choc inélastique : l'atome est excité
b)λ=253 nm
c)4,9 ; 9,8 ; 14,7 V
d)v=1,31×106 m/s
e)L'atome est quantifié, même sans lumière
a) Tant que son énergie reste inférieure à 4,9 eV, l'électron rebondit sur les atomes de mercure sans perdre d'énergie (chocs élastiques). Dès qu'il atteint 4,9 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 4,9 eV : λ=4,91240=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 4,9 V, 9,8 V et 14,7 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.
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=−n213,6 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 10,2 et 13,6 eV. » Jusqu'à quel niveau un photon de 12,75 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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Réponses
a)Intensité : nombre de photons
b)Probabilité de présence, pas d'orbite
c)n=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=hf. Un laser rouge puissant envoie beaucoup de photons de 1,9 eV, une faible lampe ultraviolette peu de photons de 4 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 : 10,2 eV (1→2), 12,09 eV (1→3), 12,75 eV (1→4)... Au-dessus de 13,6 eV, l'ionisation accepte toute énergie. Pour 12,75 eV : En=−13,6+12,75=−0,85 eV, donc n2=0,8513,6=16 et n=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 E1 à E2 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 de l'hydrogène à 658,4 nm, alors qu'elle vaut 656,3 nm au laboratoire. Pour une vitesse v faible devant c, l'effet Doppler donne λΔλ=cv, v>0 pour une source qui s'éloigne. Loi de Hubble : v=H0d avec H0=70 km/s par mégaparsec (Mpc). c=3,00×105 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 (486,1 nm au laboratoire) ?
e) Pourquoi identifie-t-on la raie décalée à Hα plutôt qu'à une raie inconnue ?
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Réponses
a)Elle s'éloigne (décalage vers le rouge)
b)v≈960 km/s
c)d≈13,7 Mpc
d)487,7 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=cλΔλ=3,00×105×656,32,1=9,6×102 km/s. On vérifie que v≪c (0,3 %) : la formule non relativiste est valable.
c) d=H0v=70960=13,7 Mpc, environ 45 millions d'années-lumière.
d) Le décalage RELATIF est le même pour toutes les raies : λ=486,1×(1+656,32,1)=487,7 nm. Le décalage absolu, 1,6 nm, est plus petit que celui de Hα : 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, Hβ, Hγ...) sont décalées du même facteur 1+cv : 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 1,0×10−11 W/m², qu'on suppose concentré à 550 nm. La pupille dilatée a un diamètre de 7,0 mm. L'œil intègre la lumière sur environ 0,10 s.
a) Calculez la puissance lumineuse qui entre dans la pupille.
b) Calculez l'énergie d'un photon de 550 nm.
c) Combien de photons entrent dans l'œil par seconde ?
d) Combien en reçoit-il pendant son temps d'intégration ?
e) Une étoile 100 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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Réponses
a)P=3,85×10−16 W
b)E=3,62×10−19 J
c)≈1,06×103 photons/s
d)Environ 106 photons
e)Seuil de coïncidence non atteint
a) Aire de la pupille : π×(3,5×10−3)2=3,85×10−5 m². Puissance : P=1,0×10−11×3,85×10−5=3,85×10−16 W. Le RAYON est la moitié du diamètre.
b) E=λhc=550×10−96,63×10−34×3,00×108=3,62×10−19 J.
c) N=EP=3,62×10−193,85×10−16=1,06×103 photons/s.
d) 1,06×103×0,10≈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 L. Comme une corde fixée à ses deux bouts, son onde de de Broglie doit être STATIONNAIRE avec des nœuds aux parois : L=n2λ, n=1,2,3… Son énergie, purement cinétique, vaut E=2mep2.
a) Montrez que En=8meL2n2h2, puis calculez E1 en eV pour L=1,00 nm.
b) Calculez l'énergie du photon émis lors de la transition 2→1.
c) Calculez sa longueur d'onde, en nm.
d) Dans la molécule d'hexatriène, les 6 électrons délocalisés se comportent comme des électrons dans une boîte de L=0,73 nm, deux par niveau. L'absorption fait passer un électron du niveau n=3 au niveau n=4. Calculez la longueur d'onde absorbée.
e) Pourquoi un électron confiné ne peut-il jamais avoir une énergie nulle ?
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Réponses
a)E1=0,377 eV
b)ΔE=1,13 eV
c)λ≈1,10×103 nm
d)λ≈250 nm
e)Énergie de point zéro : n = 0 interdit
a) λn=n2L, donc pn=λnh=2Lnh et En=2mepn2=8meL2n2h2. Pour L=1,00×10−9 m : E1=8×9,11×10−31×10−18(6,63×10−34)2=6,03×10−20 J =0,377 eV. La quantification sort ici de la seule condition d'onde stationnaire, sans aucun postulat supplémentaire.
b) E2−E1=(4−1)E1=3×0,377=1,13 eV.
c) λ=1,1311240=1,10×103 nm, dans le proche infrarouge.
d) Pour L=0,73 nm, E1=0,7320,377=0,707 eV. Les 6 électrons remplissent les niveaux 1, 2 et 3 ; la transition 3→4 coûte (16−9)E1=7×0,707=4,95 eV, soit λ=4,951240=250 nm. La mesure donne 258 nm : un modèle d'une ligne retrouve l'absorption d'une vraie molécule à 3 % près. Plus la chaîne est longue, plus L grandit et plus la couleur absorbée glisse vers le visible, d'où la couleur orange du carotène.
e) Le niveau n=0 donnerait λ infinie, une onde sans nœud intérieur qui ne s'annule pas aux parois : c'est interdit. L'énergie minimale est E1>0, l'« énergie de point zéro », qui croît quand L 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=2, à 10,2 eV au-dessus du fondamental. À l'équilibre thermique, la loi de Boltzmann donne N1N2=g1g2e−ΔE/(kT), avec gn=2n2 états par niveau et k=8,62×10−5 eV/K.
a) Calculez le rapport g1g2.
b) Calculez kT à la surface du Soleil, 5800 K.
c) Calculez N1N2 à 5800 K (en ×10−9).
d) Calculez N1N2 à 10000 K (en ×10−5).
e) Les raies de Balmer sont pourtant les plus intenses dans les étoiles vers 10000 K, et faiblissent dans les étoiles encore plus chaudes. Pourquoi ?
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Réponses
a)4
b)kT=0,500 eV
c)5,5×10−9
d)2,9×10−5
e)Ionisation de l'hydrogène au-delà de 10 000 K
a) g1g2=2×12×4=4.
b) kT=8,62×10−5×5800=0,500 eV, vingt fois moins que l'écart de 10,2 eV.
c) N1N2=4e−10,2/0,500=4e−20,4=5,5×10−9. 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=0,862 eV et N1N2=4e−11,83=2,9×10−5 : cinq mille fois plus qu'à 5800 K, pour une température à peine doublée. L'exponentielle rend la population du niveau 2 extraordinairement sensible à la température.
e) Au-delà de 10000 K environ, l'hydrogène s'IONISE massivement : l'énergie d'ionisation n'est que 13,6 eV, et les atomes qui ont perdu leur électron ne peuvent plus absorber de raie. La population au niveau 2 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=λ52hc2⋅ex−11 avec x=λkThc. La physique classique prévoyait la loi de Rayleigh-Jeans, BRJ=λ42ckT. Constantes : khc=1,439×10−2 m·K.
a) Montrez que BPBRJ=xex−1.
b) Pour un corps à 5800 K, calculez x à λ=500 nm.
c) Calculez le rapport BPBRJ à cette longueur d'onde.
d) Calculez le même rapport à λ=10 µm.
e) Que devient la loi de Rayleigh-Jeans quand λ→0, et qu'a changé l'hypothèse de Planck ?
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Réponses
a)xex−1
b)x≈4,96
c)Environ 28,6
d)Environ 1,14
e)Catastrophe ultraviolette évitée par les quanta
a) BPBRJ=λ42ckT⋅2hc2λ5(ex−1)=hcλkT(ex−1)=xex−1.
b) x=500×10−9×58001,439×10−2=4,96.
c) 4,96e4,96−1=28,6 : la physique classique surestime d'un facteur près de trente le rayonnement visible du Soleil.
d) x=10×10−6×58001,439×10−2=0,248 et 0,248e0,248−1=1,14. Aux grandes longueurs d'onde, quand x≪1, ex−1≈x et les deux lois se rejoignent : la théorie classique n'était fausse que du côté des courtes longueurs d'onde.
e) BRJ croît comme λ41 et diverge quand λ→0 : la puissance totale serait infinie, c'est la « catastrophe ultraviolette ». Planck suppose que l'énergie d'un mode de fréquence f ne s'échange que par quanta hf : aux hautes fréquences, hf≫kT, ces quanta sont trop coûteux pour être excités, le facteur e−x éteint le spectre.
Exercice 14 : Le refroidissement laser : freiner un atome photon par photon
Un jet d'atomes de sodium (m=3,82×10−26 kg) sort d'un four à 600 m/s. Un laser accordé sur la raie de 589 nm arrive en sens inverse. Chaque photon absorbé communique à l'atome la quantité de mouvement λh contre son mouvement ; le photon réémis part dans une direction aléatoire, de sorte que sa contribution moyenne est nulle. Un atome absorbe au plus 1,0×107 photons par seconde.
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=9,8 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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Réponses
a)Δv=2,95 cm/s
b)N≈2,04×104
c)t≈2,0 ms
d)a≈3,0×104g
e)Suivre le décalage Doppler
a) Δv=mλh=3,82×10−26×589×10−96,63×10−34=2,95×10−2 m/s =2,95 cm/s.
b) N=2,947×10−2600=2,04×104 photons.
c) t=1,0×1072,04×104=2,0×10−3 s : deux millisecondes.
d) a=Δv×107=2,95×105 m/s², soit 9,82,95×105=3,0×104g. Chaque coup est minuscule, mais la cadence est énorme : l'atome s'arrête sur 2av2=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 600 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 ns dans son état excité avant d'émettre un photon de 589 nm. La relation d'incertitude énergie-temps, ΔEτ≈ℏ, donne à la raie une largeur naturelle en fréquence Δf=2πτ1. ℏ=1,055×10−34 J·s ; e=1,60×10−19 C ; c=3,00×108 m/s.
a) Calculez l'incertitude sur l'énergie de l'état excité, en eV (en ×10−8).
b) Calculez la largeur naturelle Δf, en MHz.
c) Calculez la fréquence de la raie (en ×1014 Hz).
d) Calculez la largeur relative fΔf (en ×10−8).
e) Dans une lampe à vapeur de sodium à 500 K, l'agitation thermique élargit la raie par effet Doppler d'environ 1,7 GHz. Qu'en déduit-on ?
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Réponses
a)ΔE≈4,1×10−8 eV
b)Δf≈9,9 MHz
c)f=5,09×1014 Hz
d)1,95×10−8
e)Doppler environ 170 fois plus large
a) ΔE≈τℏ=16×10−91,055×10−34=6,59×10−27 J, soit 1,60×10−196,59×10−27=4,1×10−8 eV. Un état qui ne dure qu'un temps fini n'a pas une énergie parfaitement définie.
b) Δf=2π×16×10−91=9,9×106 Hz =9,9 MHz. On vérifie la cohérence : hΔE=2πℏℏ/τ=2πτ1.
c) f=λc=589×10−93,00×108=5,09×1014 Hz.
d) fΔf=5,09×10149,95×106=1,95×10−8 : la raie est définie à deux cent-millionièmes près. C'est ce qui rend les horloges atomiques possibles.
e) L'élargissement Doppler, 9,9×1061,7×109≈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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