QCM : Formation et structure du système solaire (11 questions)

Questions et réponses du QCM

1. Lors de la formation du Soleil, quel enchaînement décrit correctement le rôle de l’onde de choc et la mise en place du disque ?

Une onde de choc de supernova déclenche l’effondrement du nuage ; le cœur se contracte et chauffe, des jets partent des pôles et un disque se forme dans le plan équatorial.
Une onde de choc de supernova déclenche l’effondrement du nuage ; le cœur se contracte et chauffe, des jets partent de l’équateur et le disque se forme dans le plan polaire.
Une onde de choc de supernova disperse le nuage ; le cœur se refroidit, des jets partent de l’équateur et un disque se forme autour des pôles.
Le rayonnement du proto-Soleil déclenche l’effondrement du nuage ; le cœur se contracte et chauffe, des jets partent des pôles et un disque se forme dans le plan équatorial.

Une onde de choc de supernova déclenche l’effondrement du nuage ; le cœur se contracte et chauffe, des jets partent des pôles et un disque se forme dans le plan équatorial.

Explication

La perturbation d’une supernova provoque l’effondrement, puis la contraction et l’échauffement du cœur accompagnés de jets polaires et d’un disque équatorial. Le rayonnement du proto-Soleil n’est pas le déclencheur indiqué pour cet effondrement.

2. Dans le disque protoplanétaire, où se retrouvent les composés réfractaires et les matières légères et volatiles ?

Les composés réfractaires sont repoussés vers la périphérie, tandis que les matières légères et volatiles restent près du proto-Soleil sous l’effet du vent solaire.
Les composés réfractaires et les matières volatiles sont repoussés vers la périphérie, car le vent solaire les éloigne de façon comparable.
Les composés réfractaires et les matières volatiles restent près du proto-Soleil, car le rayonnement déplace les poussières vers le centre du disque.
Les composés réfractaires restent près du proto-Soleil, tandis que les matières légères et volatiles sont repoussées vers la périphérie par le rayonnement et le vent solaire.

Les composés réfractaires restent près du proto-Soleil, tandis que les matières légères et volatiles sont repoussées vers la périphérie par le rayonnement et le vent solaire.

Explication

Les composés réfractaires demeurent dans les régions proches du proto-Soleil, alors que le rayonnement et le vent solaire poussent les poussières légères et volatiles vers l’extérieur. L’inversion de ces deux destinations est la confusion la plus fréquente.

3. Quels produits de la fusion de l’hydrogène dans le noyau solaire traversent la zone radiative ?

Un rayonnement ultraviolet, des protons et des électrons.
Un rayonnement visible, des ions et des noyaux d’hélium.
Un rayonnement infrarouge, des neutrons et des positons.
Un rayonnement gamma, des photons et des neutrinos.

Un rayonnement gamma, des photons et des neutrinos.

Explication

La fusion de l’hydrogène au cœur du Soleil produit notamment un rayonnement gamma, ainsi que des photons et des neutrinos qui traversent la zone radiative. Les protons et les électrons associés aux températures extrêmes de la couronne ne sont pas les produits décrits ici.

4. Quelle association entre une couche solaire et son rayonnement est correcte ?

La chromosphère, à environ 1,56 million de kelvins, émet dans le visible, tandis que la couronne, indiquée à 5 800 K, émet des rayons X.
La chromosphère, indiquée à 5 800 K, émet des rayons X, tandis que la couronne, à environ 1,56 million de kelvins, émet dans le visible.
La chromosphère, indiquée à 5 800 K, émet dans le visible, tandis que la couronne, à environ 1,56 million de kelvins, émet des rayons X.
La chromosphère, à environ 1,56 million de kelvins, émet des rayons X, tandis que la couronne, indiquée à 5 800 K, émet dans le visible.

La chromosphère, indiquée à 5 800 K, émet dans le visible, tandis que la couronne, à environ 1,56 million de kelvins, émet des rayons X.

Explication

La chromosphère est associée à une température indiquée de 5 800 K et à une émission visible, alors que la couronne est beaucoup plus chaude et émet des rayons X. Une confusion plausible consiste à intervertir les couches et les rayonnements qui leur sont associés.

5. Qu’est-ce que l’accrétion lors de la formation des planètes ?

La migration des planètes vers le Soleil sous l’effet du rayonnement solaire.
Le regroupement de planétésimaux sous l’effet de la gravité, formant des corps de plus en plus gros.
La condensation des gaz du disque en une étoile au centre du système.
La fragmentation de planètes rocheuses en astéroïdes sous l’effet des collisions.

Le regroupement de planétésimaux sous l’effet de la gravité, formant des corps de plus en plus gros.

Explication

L’accrétion désigne l’assemblage gravitationnel des planétésimaux, qui deviennent progressivement moins nombreux et plus gros. La fragmentation par collision décrit un processus différent, qui peut modifier des corps déjà formés sans définir l’accrétion.

6. Quelle relation décrit la période de révolution d’une planète en fonction de sa distance au Soleil ?

Elle diminue lorsque la distance au Soleil augmente.
Elle augmente lorsque la distance au Soleil augmente.
Elle dépend surtout de l’inclinaison de l’axe de rotation.
Elle reste identique pour toutes les distances orbitales.

Elle augmente lorsque la distance au Soleil augmente.

Explication

Les planètes plus éloignées du Soleil mettent davantage de temps à parcourir leur orbite. L’inclinaison de l’axe concerne l’orientation de la rotation et ne détermine pas cette relation.

7. Quel rôle joue le rapport D/H élevé mesuré dans les comètes pour comprendre l’origine de leur glace d’eau ?

Il indique que cette glace s’est formée dans la ceinture d’astéroïdes.
Il montre que cette glace provient principalement du manteau terrestre.
Il suggère que cette glace a été produite par le rayonnement solaire.
Il suggère que cette glace pourrait avoir une origine interstellaire.

Il suggère que cette glace pourrait avoir une origine interstellaire.

Explication

Le rapport D/H des comètes est environ dix fois supérieur à la composition protosolaire, ce qui suggère une origine interstellaire de leur glace d’eau. Une origine dans la ceinture d’astéroïdes n’est pas ce que ce rapport indique.

8. Quelle différence distingue principalement l’atmosphère de Vénus de celle de Mars ?

Vénus possède une atmosphère dominée par l’oxygène, tandis que celle de Mars est principalement composée d’hydrogène.
Vénus possède une atmosphère très dense dominée par le CO₂, tandis que celle de Mars est ténue malgré sa forte proportion de CO₂.
Vénus possède une atmosphère riche en méthane, tandis que celle de Mars est principalement composée de vapeur d’eau.
Vénus possède une atmosphère ténue dominée par l’azote, tandis que celle de Mars est dense et dominée par l’argon.

Vénus possède une atmosphère très dense dominée par le CO₂, tandis que celle de Mars est ténue malgré sa forte proportion de CO₂.

Explication

L’atmosphère de Vénus contient environ 97 % de CO₂ et exerce une pression 95 fois supérieure à celle de la Terre, alors que la pression martienne est d’environ 7 mbar. Mars contient elle aussi surtout du CO₂, mais sa faible pression la distingue de l’atmosphère dense de Vénus.

9. Quelle conséquence découle de la composition en hydrogène et en hélium de Jupiter ?

Elle possède des anneaux composés de poussières et de blocs de glace.
Elle possède une atmosphère dominée par le dioxyde de carbone.
Elle possède une masse équivalant à 318 masses terrestres.
Elle possède un manteau constitué principalement de glaces d’eau et d’ammoniac.

Elle possède une masse équivalant à 318 masses terrestres.

Explication

La composition principalement faite d’hydrogène et d’hélium caractérise Jupiter, dont la masse atteint 318 masses terrestres. Les glaces d’eau et d’ammoniac caractérisent plutôt le manteau d’Uranus et de Neptune.

10. Un géologue identifie un astéroïde riche en carbone et de faible densité. À quelle classe le rattache-t-il ?

À la classe C, caractérisée par une forte teneur en carbone et une faible densité
À la classe des météorites pierreuses, composées principalement de silicates
À la classe S, caractérisée par une forte teneur en silicates et une nature rocheuse
À la classe M, caractérisée par une forte teneur en fer et en nickel

À la classe C, caractérisée par une forte teneur en carbone et une faible densité

Explication

La classe C regroupe les astéroïdes riches en carbone et peu denses. La classe S est un distracteur plausible, mais elle désigne des astéroïdes rocheux riches en silicates.

11. Quelles caractéristiques distinguent les chondrites des achondrites ?

Les chondrites contiennent des chondres et sont primitives, tandis que les achondrites en sont dépourvues et sont différenciées.
Les chondrites sont des fragments de noyau métallique, tandis que les achondrites proviennent de la transition entre noyau et manteau.
Les chondrites sont riches en fer et en nickel, tandis que les achondrites associent métaux et silicates en proportions égales.
Les chondrites sont dépourvues de chondres et sont différenciées, tandis que les achondrites en contiennent et sont primitives.

Les chondrites contiennent des chondres et sont primitives, tandis que les achondrites en sont dépourvues et sont différenciées.

Explication

Les chondrites renferment des chondres, des sphérules silicatées, et sont considérées comme des météorites primitives ; les achondrites ne contiennent pas de chondres et proviennent de corps différenciés. Les fragments de noyau et de transition noyau-manteau correspondent respectivement aux sidérites et aux sidérolites.

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Pourquoi le Soleil est-il au moins une étoile de deuxième génération ?

Parce qu’il contient des éléments plus lourds que le fer, comme l’uranium.

Qu’est-ce qui déclenche l’effondrement du nuage lors de la naissance du Soleil ?

Une onde de choc de supernova.

Que produit la fusion de l’hydrogène dans le noyau solaire ?

Un rayonnement gamma, des photons et des neutrinos.

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