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A16Cours01ProjetsListe des projets du cours d'ondes et physique moderneObjectifs des projets
Constitution des équipesLes projets seront menés en équipe de 4 étudiants. En début de session, les étudiants devront voir à attribuer les responsabilités suivantes entre les membres de l'équipe.
LivrablesProjet court (2 semaines)
Projet d'envergure (7 semaines)
Court projetMesure de la vitesse du sonButs
Équipement suggéré
Projet d'envergure (au choix parmi les options ci-dessous)Un projet peut être choisi par plus d'une équipe. Mesure bolométrique de la température de surface du SoleilButs
Équipement suggéré
ProcédureTel 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:
Mesure spectroscopique de la température de surface du SoleilButs
Équipement suggéré
ProcédureTel 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. 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. En plus de la longueur d'onde maximale, il serait intéressant de valider la température obtenue en intégrant le spectre avec la loi de Stefan. Pour améliorer votre mesure voici quelques éléments à considérer:
Considérations relatives au calcul de la masse d'airLa radiation solaire au sol est atténuée par l'atmosphère: {##I_{sol}=I_{toa} e^{m_{air} ln(0,59)}##} Où Isol est la puissance par unité de surface reçue au sol, et Itoa 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:
Simulation numérique de la dynamique d'une galaxie ou de groupes de galaxiesButs
HistoriqueLe 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. Le projet proposé consisterait à ajouter de nouveaux éléments dans la simulation de l'évolution d'une galaxie notamment sa perte d'énergie sous forme de radiation, l'ajout du gaz et du mécanisme de condensation du gaz en étoiles. Équipement suggéré
ProcédureAméliorations à considérerRéférences:Simulation numérique du mouvement orbital complexe des anneaux de saturneButs
Équipement suggéré
ProcédureAméliorations à considérerRéférences:Radiomètre multispectral pour la détection de la pollution lumineuseButs
Équipement suggéré
Procédure
RéférencesSynthétiseur spectral auto-adaptatifButs
Équipement suggéré
Procédure
RéférencesMise au point d'un spectromètre imageur pour les champs stellairesButs
Équipement suggéré
ProcédureLe projet consiste à mettre au point la méthode pour extraire le spectre d'une étoile à partir d'une image de cette dernière avec un trellis fin placé devant l'objectif du télescope. Avant de travailler avec de vraies étoiles, la méthode devra être développée avec des fausses étoiles créées en laboratoire à l'aide de tubes à décharge. Cette expérimentation permettra aussi de procéder à l'étalonnage spectral du dispositif. C'est-à-dire d'associer une position en pixel sur l'image avec sa longueur d'onde. Une fois cette étape franchie avec succès, la méthode pourra être appliquée à une étoile telle que Sirius et après correction des effets indésirables de l'atmosphère, l'appareil pourra être étalonné aussi sur le plan de sa radiométrie. C'est-à-dire qu'il sera possible de connaître le nombre de watt par stéradian par nm mesuré à chaque longueur d'onde. Si le projet se déroule bien, il serait ensuite intéressant de comparer un spectre mesuré avec ce dispositif au spectre de référence d'une autre étoile que Sirius pour valider la méthode. Références |