Liste des projets du cours d'ondes et physique moderne

Objectifs des projets

Développer l'esprit d'initiative et favoriser la créativité
S'initier à la recherche scientifique par la mise au point et le perfectionnement d'une méthodologie expérimentale
Exploration des méthodes de réduction et de modélisation des données

Constitution des équipes

Les projets seront menés en équipe de 4 ou 5 étudiants. En début de session, les étudiants devront voir à attribuer les responsabilités suivantes entre les membres de l'équipe.

Coordonnateur de projet
Responsable du matériel et des expérimentations
Responsable des rapports
Responsable des exposés
Responsable de la qualité du français

Livrables

Projet court (2 semaines)

Consigner régulièrement vos réflexions et discussions sur le journal de bord du wiki de votre équipe.
Un rapport scientifique respectant le guide Boisclair et Pagé ainsi que les normes de production de tableaux et graphiques définies par le département de physique.

Projet d'envergure (6 semaines)

Consigner régulièrement vos réflexions et discussions sur le journal de bord du wiki de votre équipe.
Un rapport scientifique respectant le guide Boisclair et Pagé ainsi que les normes de production de tableaux et graphiques définies par le département de physique.

Court projet obligatoire

Mesure de la vitesse du son

Buts

Explorer les concepts de la physique des ondes à travers l'étude du son
Déterminer avec le minimum d'incertitude possible la valeur de la vitesse du son dans l'air
Définir expérimentalement la dépendance de cette vitesse en fonction d'un maximum de paramètres jugés pertinents (pression, température, humidité, vitesse du vent, altitude, fréquence, amplitude de l'onde, etc).

Équipement suggéré

Thermomètre
Chronomètre
Galon à mesurer
Hygromètre
Baromètre
Fréquencemètre
Générateur d'onde
Micro et haut parleur
Multimètre
DBmètre

Projet d'envergure (au choix parmi les 4 options ci-dessous)

Mesure bolométrique de la température de surface du Soleil

Buts

Explorer les concepts de la physique quantique permettant de décrire la radiation du corps noir et les appliquer à l'étude de l'étoile la plus proche : Le Soleil
Utiliser des techniques de modélisation rudimentaires pour rehausser le contenu en information des mesures effectuées
Se familiariser avec la technique de la bolométrie

Équipement suggéré

Loupe
Contenant métallique
Peinture noir mat (résistante aux hautes températures)
Isolant résistant aux hautes températures (laine de fibre de verre)
Papier d'aluminium
Thermomètre
Eau
Contenant gradué ou balance
Nécessaire de bricolage (carton, colle chaude, etc.)

Procédure

Tel que spécifié précédemment, l'élaboration de la procédure de laboratoire constitue un élément majeur des objectifs à atteindre par l'étudiant. Nous ne fournirons donc pas une procédure proprement dite mais nous suggérons plutôt quelques pistes à explorer. Vous pouvez proposer d'autres alternatives au professeur qui conviendra avec vous de sa pertinence et de son potentiel de réalisation.

L'énergie radiative émise dans toutes les directions et intégrée sur toutes les longueurs d'ondes par une surface en équilibre thermodynamique par unité de temps est donnée par la loi de Stephan. Selon cette loi, la puissance émise est proportionnelle à la température de la surface émettrice élevée à la puissance quatre. Comme cette puissance est irradiée dans toutes les directions (sphère), l'intensité mesurée par un capteur sera dépendante de la surface du capteur ainsi que de la distance entre la surface et le capteur en raison du facteur géométrique. En connaissant la puissance détectée, la distance Terre-Soleil et la surface totale du Soleil, il est possible de remonter jusqu'à la valeur de la puissance émise par la surface et donc à la température de surface. Cette expérience consiste donc essentiellement à mettre au point un dispositif permettant de mesurer l'intensité de la radiation au sol. Cette mesure peut reposer sur l'utilisation de la radiation pour chauffer un matériau connu (comme un contenant d'eau).

À court terme vous avez donc à construire un dispositif isolé de l'environnement qui permette de faire converger sur le contenant d'eau peint en noir mat la radiation solaire qui aura passé à travers une loupe de grande dimension. Attention, au point de convergence des rayons lumineux, la température peut atteindre plusieurs milliers de degrés et prenez soin d'éviter les incendies et brûlures. Il vous faudra noter la durée de l'expérience, la date et l'heure, les conditions du ciel (qualitatif), les conditions météo (aéroport de Sherbrooke), le volume d'eau et son élévation de température. Assurez vous d'être dans des conditions idéales et répétez votre mesure un certain nombre de fois pour pouvoir faire une moyenne. Pensez à minimiser les échanges thermiques et radiatifs entre l'environnement et votre eau et de maximiser l'entrée d'énergie lumineuse du soleil. Vous devez donc réfléchir aux facteurs qui régissent cette minimisation et cette maximisation.

À partir de cette série de mesure vous devrez calculer la température du Soleil et la comparer à la valeur acceptée dans la littérature (vous donnerez vos références). Vous serez alors forcés de constater que votre méthodologie n'est pas parfaite et qu'il vous faudra mettre au point certaines étapes de traitement de données pour corriger les facteurs qui biaisent votre résultat.

Pour améliorer votre mesure voici quelques éléments à considérer:

Corriger pour l'absorption atmosphérique (La correction doit tenir compte de l'angle d'élévation solaire).
- Un calculateur solaire
Corriger pour l'absorption par les lentilles ou autres dispositifs optiques utilisés.
Corriger pour l'isolation imparfaite du système (vous pouvez faire des mesures de pertes thermiques à l'ombre).
Corriger pour l'émissivité de la peinture noire utilisée.
Autres suggestions?

Mesure spectroscopique de la température de surface du Soleil

Buts

Explorer les concepts de la physique quantique permettant de décrire la radiation du corps noir et les appliquer à l'étude de l'étoile la plus proche : Le Soleil
Utiliser des techniques de modélisation rudimentaires et de traitement de signal pour rehausser le contenu en information des mesures effectuées
Se familiariser avec la technique de la spectroscopie

Équipement suggéré

Nécessaire de bricolage (carton, colle chaude, etc.)
Spectromètre
Appareil photo numérique
Lampes à décharge

Procédure

Selon la théorie du corps noir, le spectre de radiation connaît un maximum d'intensité dont la longueur d'onde est inversement proportionnelle à la température du corps noir. Le défi serait ici d'être en mesure d'obtenir une courbe d'intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde pour en déterminer le maximum. Toutefois il faut penser qu'aucun détecteur n'est parfait et que sa sensibilité dépend de la longueur d'onde. Ceci peut entraîner un décalage du maximum observé. En plus de l'effet du capteur il faudra aussi penser à l'effet de la diffusion atmosphérique (rougissement du soleil en visée directe) ainsi que des possibles dépendances spectrales des transmittances des composantes optiques situées entre le soleil et le détecteur.

Pour améliorer votre mesure voici quelques éléments à considérer:

Corriger pour l'absorption atmosphérique (La correction doit tenir compte de l'angle d'élévation solaire).
- Un calculateur solaire
Corriger pour l'absorption par les lentilles ou autres dispositifs optiques utilisés.
Corriger pour la réponse spectrale du détecteur.
Autres suggestions?

Considérations relatives au calcul de la masse d'air

La radiation solaire au sol est atténuée par l'atmosphère:

I_{sol}=I_{toa} e^{m_{air} ln(0,59)}

Où I_sol est la puissance par unité de surface reçue au sol, et I_toa est la puissance par unité de surface hors atmosphère. Le facteur 0,59 correspond approximativement à l'atténuation lorsque le Soleil est au zénith. Cette valeur a été calculée en appliquant le la transmittance spectrale atmosphérique ci-dessous au spectre typique hors atmosphère du soleil (en utilisant le modèle du corps noir). Si vous voulez vous amuser vous pouvez tenter de recalculer cette valeur avec le document excel suivant:

http://cegepsherbrooke.qc.ca/~aubema/html/PHYII/TRANSMITANCE_atm.zip.

Cette valeur possède une incertitude de l'ordre de 0.02. Lorsque la direction de visée est au zénith, le facteur mair est égal à 1. On dit alors que la masse d'air vaut 1.

La forme approximative de la masse d'air selon l'angle zénithal, qui repose sur l'hypothèse d'un atmosphère plan parallèle est donnée par:

m_{air} \approx \frac{1}{cos \theta_{z}}

Un meilleur calcul a été proposé par Kasten and Young (1989) pour un angle quelconque et un atmosphère sphérique.

m_{air} = \frac{1}{cos \theta_{z} + 0,50572 (96,07995 - \theta_{z})^{-1,6364}}

ou encore la formulation de Kasten (1966)

m_{air} = \frac{1}{cos \theta_{z} + 0,15 (93,885 - \theta_{z})^{-1,253}}

Références:

Kasten, F. and A. T. Young (1989) Revised optical air mass tables and approximation formula, Applied Optics 28 (22), 4735-4738.
Kasten, F. (1966) A New Table and Approximate Formula for Relative Optical Air Mass, Arch. Meteorol. Geophys. Biochlimatol., Ser. B14, pp. 206-223.

Simulation numérique de la dynamique d'une galaxie ou de groupes de galaxies

Buts

Explorer les concepts de la physique mécanique, du transfert radiatif, de la thermodynamique, et de processus de fusion thermonucléaires (nucléosynthèse dans les coeurs d'étoiles) permettant de reproduire ou simuler la dynamique d'une population d'étoiles dans une galaxie.
Utiliser des techniques de modélisation numériques pour étudier le comportement d'un système complexe et non linéaire

Historique

Le défi de simuler numériquement l'évolution de galaxies a été entrepris dans le cadre d'un cours de mécanique. Ce premier projet, qui avait requis près du tiers de la session avait conduit à une version initiale d'un logiciel de simulation qui permettait de générer des collisions entre galaxies tout en considérant les multiples interactions gravitationnelles entre de nombreuses étoiles composant les galaxies. Un projet de fin d'études (une session complète) a ensuite conduit à une version plus performante du logiciel et surtout a permis de procéder à des simulation de différents scénarios de collisions. Un logiciel de visualisation 3D des galaxies a aussi été perfectionné. Ce projet a fait l'objet d'une présentation à la rencontre du centre de recherche en astrophysique du Québec. C'était la première fois que des étudiants du collégial présentaient à cette rencontre.

Équipement suggéré

Grappe linux galileo du groupe de recherche en physique au Cégep de Sherbrooke

Procédure

Améliorations à considérer

Références:

Simulation numérique du mouvement orbital complexe des anneaux de saturne

Buts

Utiliser les concepts de la physique mécanique, des mouvements périodiques et orbitaux ainsi que des phénomènes de résonnances gravitationnelles pour tenter d'expliquer l'origine des divisions observées dans les anneaux de saturne.
Utiliser des techniques de modélisation numériques pour étudier le comportement d'un système complexe et non linéaire