Des noyaux d’hydrogène
Explication
Juste après le Big Bang, l’Univers était principalement constitué de noyaux d’hydrogène. Les noyaux de fer, d’uranium et de silicium se sont formés plus tard par des processus nucléaires stellaires.
L’ensemble des transformations nucléaires qui forment des noyaux dans les étoiles
Explication
La nucléosynthèse stellaire désigne les transformations nucléaires qui se produisent dans les étoiles et qui forment des noyaux. La fragmentation galactique, la formation stellaire et la conversion lumineuse décrivent d’autres phénomènes astrophysiques.
Les fusions produisent d’abord des éléments jusqu’au fer, puis les éléments plus lourds apparaissent à la fin de la vie stellaire
Explication
Les fusions successives produisent des éléments jusqu’au fer, tandis que les éléments plus lourds que le fer se forment lors de la phase ultime de la vie des étoiles. Les autres propositions inversent ou déforment cette succession.
Deux noyaux légers s’unissent pour former un noyau plus lourd en libérant beaucoup d’énergie
Explication
La fusion nucléaire unit deux noyaux légers en un noyau plus lourd et libère une grande quantité d’énergie. La division d’un noyau lourd correspond à la fission, tandis que les autres propositions décrivent des transformations différentes.
La forte densité et la température extrême favorisent leur rapprochement jusqu’à l’action de l’interaction forte
Explication
Dans les étoiles, la forte densité et la température extrême permettent aux noyaux légers de se rapprocher malgré la répulsion électrostatique, jusqu’à ce que l’interaction forte contribue à les lier. La répulsion électrostatique reste répulsive et la gravitation ne soude pas directement les noyaux.
Un noyau lourd se brise en deux noyaux plus légers
Explication
La fission nucléaire correspond à la division d’un noyau lourd en deux noyaux plus légers. L’union de deux noyaux légers décrit la fusion, tandis que les autres réponses ne correspondent pas à la définition de la fission.
$$^{1}_{0}n + ^{235}_{92}U \rightarrow ^{140}_{54}Xe + ^{94}_{38}Sr + 2\,^{1}_{0}n$$
Explication
Cette équation décrit l’absorption d’un neutron par l’uranium 235, suivie de la formation du xénon 140, du strontium 94 et de deux neutrons. La troisième équation représente une fusion, tandis que les autres ne donnent pas la fission indiquée de l’uranium 235.
L’hydrogène
Explication
L’hydrogène est l’élément le plus abondant de l’Univers, avec plus de 90 % des atomes et près des trois quarts de la masse. L’oxygène est important dans la composition de la Terre, mais il ne domine pas la matière connue à l’échelle de l’Univers.
Le carbone, l’hydrogène, l’oxygène et l’azote
Explication
L’acronyme CHON désigne le carbone, l’hydrogène, l’oxygène et l’azote, qui sont indispensables à la vie. Le fer, le silicium et le magnésium sont abondants dans la Terre, mais ils ne définissent pas principalement la composition des êtres vivants.
La désintégration spontanée d’un noyau instable en un noyau plus stable
Explication
La radioactivité est la désintégration spontanée d’un noyau père instable en un noyau fils plus stable, avec émission de particules et/ou d’ondes électromagnétiques. La fusion concerne l’association de noyaux, tandis que l’absorption d’une onde ne décrit pas une désintégration radioactive.
Le moment de désintégration d’un noyau individuel est imprévisible, mais un grand échantillon suit des lois statistiques.
Explication
La radioactivité est aléatoire pour un noyau individuel, mais l’évolution d’un grand nombre de noyaux est décrite par des lois statistiques. L’impossibilité de prévoir chaque désintégration n’empêche donc pas de prévoir le comportement global de l’échantillon.
La durée nécessaire pour que la moitié des noyaux se désintègrent
Explication
La demi-vie est la durée au terme de laquelle la moitié des noyaux radioactifs initiaux s’est désintégrée. Elle ne correspond pas à la disparition complète de l’échantillon, car des noyaux radioactifs subsistent après cette durée.
$$\frac{N_0}{2}$$ noyaux
Explication
Après une demi-vie, la moitié des noyaux initiaux a disparu : il reste donc noyaux radioactifs. La quantité correspondrait à deux demi-vies, et non à une seule.
L’uranium 238 a une demi-vie très longue, tandis que celle de l’oxygène 18 est très courte.
Explication
La demi-vie de l’uranium 238 vaut environ années, alors que celle de l’oxygène 18 vaut environ seconde. Ces valeurs montrent une différence considérable, et la demi-vie est caractéristique de chaque noyau radioactif.
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De quoi l'Univers était-il principalement constitué juste après le Big Bang ?
De noyaux d'hydrogène.
Qu'est-ce que la nucléosynthèse stellaire ?
L'ensemble des transformations nucléaires dans les étoiles formant des noyaux.
Quels éléments sont produits par les fusions successives dans les étoiles ?
D'abord des éléments jusqu'au fer.
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