La Terre et le cosmos : physique 6e secondaire

Deux masses s'attirent avec une force proportionnelle au produit des masses et inversement proportionnelle au carré de la distance entre leurs centres. Le poids d'un objet est la force de gravitation exercée par la Terre ; le champ de pesanteur diminue avec l'altitude.

Au jury de la Fédération Wallonie-Bruxelles, ce chapitre fait partie de l'UAA 8 de physique de l'examen de sciences du CESS. Entraîne-toi avec l'examen blanc de sciences corrigé, au format du jury.

Compétences visées

• Décrire la place de la Terre dans l'univers.
• Identifier quelques propriétés de la Terre qui la rendent habitable.

Orbites des planètes sans les lois de Kepler (WBE 478).

Gravitation universelle

À connaître

• $F = G \frac{m M}{d^2}$, avec $G = 6{,}67 \cdot 10^{-11}\ \mathrm{N \cdot m^2/kg^2}$
• champ de pesanteur au sol : $g = G \frac{M}{R^2}$
• à l'altitude $z$ : $g_z = g_0 \frac{R^2}{(R + z)^2}$

Méthodes

• Loi de gravitation universelle. Distance entre les centres, en mètres ; la force est divisée par quatre si la distance double.
• Poids et champ de pesanteur. Le poids est la force de gravitation exercée par l'astre ; g dépend de sa masse et de son rayon.
• Variation de g avec l'altitude. g diminue comme l'inverse du carré de la distance au centre de la Terre.

Exercices types

• Calcule la force de gravitation entre la Terre (5,97·10²⁴ kg) et la Lune (7,35·10²² kg), distantes de 3,84·10⁸ m.
• Calcule g à 400 km d'altitude, où tourne la Station spatiale internationale (rayon terrestre 6370 km, g au sol 9,81 m/s²).
• À partir de g = 9,81 m/s² au sol et d'un rayon terrestre de 6370 km, calcule la masse de la Terre.

Système solaire et distances astronomiques

Le modèle héliocentrique de Copernic a remplacé le modèle géocentrique de Ptolémée. Les planètes décrivent des ellipses autour du Soleil ; plus une planète est loin, plus sa vitesse orbitale est faible. Les distances se mesurent par triangulation, parallaxe ou écho laser.

À connaître

• vitesse orbitale : $v = \sqrt{\frac{G M}{R}}$, avec $M$ la masse de l'astre central et $R$ le rayon de l'orbite
• écho laser : $d = \frac{c \cdot \Delta t}{2}$
• année-lumière : $1\ \mathrm{al} \approx 9{,}46 \cdot 10^{15}\ \mathrm{m}$

Méthodes

• Géocentrisme et héliocentrisme. De Ptolémée à Tycho Brahé, Copernic et Kepler, chaque modèle explique plus d'observations.
• Orbites et vitesse orbitale. La gravitation joue le rôle de force centripète ; la vitesse diminue quand le rayon de l'orbite augmente.
• Mesurer une distance astronomique. Méthode d'Ératosthène, parallaxe, écho laser : on relie une mesure d'angle ou de durée à une distance.

Exercices types

• Un tir laser vers la Lune revient après 2,56 s. Calcule la distance Terre-Lune.
• Calcule la vitesse orbitale de la Terre autour du Soleil (masse du Soleil 1,99·10³⁰ kg, rayon de l'orbite 1,50·10¹¹ m).
• Explique pourquoi les phases de Vénus ont soutenu le modèle héliocentrique.
• À Syène, le Soleil est au zénith ; à Alexandrie, 800 km plus au nord, ses rayons font 7,2° avec la verticale. Calcule le rayon de la Terre comme Ératosthène.

La Terre, planète habitable

Au sommet de l'atmosphère, la Terre reçoit du Soleil en moyenne 342 W/m² et en renvoie autant : sa température moyenne reste proche de 15 °C. Certains gaz de l'atmosphère, surtout la vapeur d'eau et le dioxyde de carbone, absorbent une partie de l'infrarouge émis par le sol : c'est l'effet de serre.

À connaître

• constante solaire : $1368\ \mathrm{W/m^2}$ ; en moyenne au sommet de l'atmosphère : $342\ \mathrm{W/m^2}$, dont environ $100\ \mathrm{W/m^2}$ réfléchis
• équilibre radiatif : puissance absorbée égale à la puissance rayonnée, environ $240\ \mathrm{W/m^2}$

Méthodes

• Bilan radiatif. Énergie reçue du Soleil égale énergie renvoyée : la température moyenne reste stable.
• Effet de serre. Des gaz absorbent l'infrarouge émis par le sol et réchauffent l'atmosphère ; plus de ces gaz, plus d'effet.
• Saisons et latitude. L'inclinaison de l'axe change la hauteur du Soleil et la durée du jour, donc l'énergie reçue par mètre carré.

Exercices types

• Explique pourquoi il fait plus chaud en été qu'en hiver en Belgique, alors que la Terre est plus proche du Soleil en janvier.
• Quel serait l'effet d'une hausse de la concentration en dioxyde de carbone sur le bilan radiatif de la Terre ?
• Cite trois caractéristiques physiques de la Terre qui ont permis le développement de la vie.

Étoiles et histoire de l'univers

Selon le modèle du Big Bang, l'univers est en expansion depuis un état très chaud et très dense. Une étoile naît de l'effondrement d'une nébuleuse ; en son cœur, au-delà de dix millions de kelvins, la fusion de l'hydrogène en hélium libère l'énergie qui équilibre la gravitation. Les étoiles se regroupent en galaxies, comme la Voie lactée.

À connaître

• bilan simplifié de la fusion dans le Soleil : $4\,{}^{1}_{1}\mathrm{H} \to {}^{4}_{2}\mathrm{He} + 2\,{}^{0}_{1}\mathrm{e}$, avec libération d'énergie
• fusion possible au-delà d'environ $10^{7}\ \mathrm{K}$

Méthodes

• Modèle du Big Bang. Un univers en expansion, parti d'un état très chaud et très dense.
• Naissance et évolution d'une étoile. Effondrement d'une nébuleuse, allumage de la fusion, équilibre, puis une fin qui dépend de la masse.
• Fusion et fission. Fusion : noyaux légers réunis ; fission : noyau lourd cassé ; les deux libèrent de l'énergie.

Exercices types

• Différencie la fission et la fusion nucléaires : noyaux concernés, conditions, exemples.
• Décris les étapes de la vie d'une étoile comme le Soleil, de la nébuleuse à la naine blanche.

Autres chapitres de 6e

• Électromagnétisme (partie II)
• Oscillations et ondes
• Sources d'énergie, de l'atome à l'éolienne
• Matière et énergie

Les chapitres de 5e secondaire