QCM : Univers et nucléosynthèse (20 questions)

Questions et réponses du QCM

1. Un étudiant manque sans justification un contrôle continu de l’UE Planète Terre, mais obtient de bonnes notes aux autres évaluations. Quelle conséquence s’applique ?

L’absence entraîne une baisse de note, mais l’UE peut être validée.
L’absence empêche de valider l’UE, quelles que soient les autres notes.
La validation dépend de la moyenne obtenue aux évaluations restantes.
La validation dépend du remplacement du contrôle par un examen final.

L’absence empêche de valider l’UE, quelles que soient les autres notes.

Explication

Une absence injustifiée à un contrôle continu empêche la validation de l’UE, indépendamment des résultats aux autres contrôles. Une bonne moyenne aux évaluations restantes ne suffit donc pas à compenser cette absence.

2. Quelle organisation caractérise l’UE Planète Terre ?

Elle vaut 6 ECTS et comporte trois contrôles continus.
Elle vaut 6 ECTS et comporte un contrôle continu.
Elle vaut 3 ECTS et comporte six contrôles continus.
Elle vaut 9 ECTS et comporte trois contrôles continus.

Elle vaut 6 ECTS et comporte trois contrôles continus.

Explication

L’UE Planète Terre est associée à 6 ECTS et comprend trois contrôles continus. Le nombre d’ECTS ne détermine pas ici un nombre différent d’évaluations.

3. Pour exprimer la distance entre la Terre et un objet proche du système solaire, quelle unité est la plus adaptée ?

L’année-lumière, définie par le trajet de la lumière en un an.
Le mégaparsec, utilisé pour comparer les amas de galaxies.
Le parsec, défini par l’angle d’une seconde d’arc.
L’unité astronomique, définie par la distance Terre-Soleil.

L’unité astronomique, définie par la distance Terre-Soleil.

Explication

L’unité astronomique correspond à la distance Terre-Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres, et sert aux objets proches comme ceux du système solaire. Le parsec est plutôt utilisé pour des objets intermédiaires.

4. Quelle définition relie le parsec à la géométrie de l’observation astronomique ?

C’est la distance moyenne entre la Terre et le Soleil.
C’est la distance parcourue par la lumière en une année terrestre.
C’est la distance à laquelle une galaxie présente un décalage spectral donné.
C’est la distance à laquelle une UA sous-tend une seconde d’arc.

C’est la distance à laquelle une UA sous-tend une seconde d’arc.

Explication

Un parsec est la distance à laquelle la distance Terre-Soleil, soit une UA, est vue sous un angle d’une seconde d’arc; cette définition fonde la méthode de la parallaxe. L’année-lumière correspond plutôt à une distance parcourue par la lumière pendant un an.

5. Quelle description rend compte de la composition générale d’une galaxie ?

Elle rassemble des étoiles et du vide, tandis que le gaz et les poussières en sont absents.
Elle réunit des milliards d’étoiles, du gaz raréfié, des poussières et du vide.
Elle est composée surtout de gaz interstellaire, avec des étoiles et très peu de vide.
Elle réunit quelques étoiles, un gaz dense et des poussières formant l’essentiel de sa masse.

Elle réunit des milliards d’étoiles, du gaz raréfié, des poussières et du vide.

Explication

Une galaxie contient environ un milliard à cent milliards d’étoiles, du gaz interstellaire très raréfié, des poussières représentant environ 1 % de sa masse et du vide. Le gaz n’y est donc pas dense, et le vide en fait bien partie.

6. À quel ensemble appartient la Voie lactée, aux côtés d’Andromède et du grand nuage de Magellan ?

À une région isolée où les galaxies ne forment pas d’amas.
À un amas dominé par des galaxies situées hors du Groupe local.
À un groupe constitué de la Voie lactée et de ses seuls satellites.
À l’amas local, où les galaxies ont tendance à se regrouper.

À l’amas local, où les galaxies ont tendance à se regrouper.

Explication

Les galaxies ont tendance à se regrouper en amas, et la Voie lactée appartient à l’amas local avec Andromède et le grand nuage de Magellan. Elle n’est donc pas isolée ni limitée à ses seuls satellites.

7. Deux galaxies présentent des décalages spectraux vers l’infrarouge différents; laquelle est probablement la plus éloignée ?

Celle dont la luminosité apparente est la plus forte.
Celle dont le décalage vers l’infrarouge est le plus marqué.
Celle dont le spectre se décale le plus vers les courtes longueurs d’onde.
Celle dont le décalage spectral est le plus faible.

Celle dont le décalage vers l’infrarouge est le plus marqué.

Explication

L’effet Doppler-Fizeau permet d’estimer la vitesse d’éloignement à partir du décalage spectral, qui est plus marqué vers l’infrarouge pour une galaxie plus éloignée. Un décalage plus faible ne signale donc pas la plus grande distance.

8. Une galaxie située à 20 Mpc est étudiée avec la loi de Hubble. Quelle relation permet de calculer sa vitesse de récession ?

Diviser sa distance par la constante de Hubble : v=d/Hv = d/H.
Diviser la constante de Hubble par sa distance : v=H/dv = H/d.
Additionner sa distance et la constante de Hubble : v=H+dv = H + d.
Multiplier sa distance en Mpc par la constante de Hubble : v=Hdv = H d.

Multiplier sa distance en Mpc par la constante de Hubble : $$v = H d$$.

Explication

La loi de Hubble relie la vitesse de récession à la distance par v=Hdv = H d, avec la distance exprimée en Mpc et la vitesse en km/s. La relation v=d/Hv = d/H inverse le rôle de la constante et ne correspond pas à cette loi.

9. À quelle période se situe l’inflation de l’Univers, et quand le fond diffus cosmologique apparaît-il environ ?

Avant 10−4310^{-43} seconde après le Big Bang, puis vers 3 minutes après celui-ci
Entre 10−4310^{-43} et 10−3210^{-32} seconde après le Big Bang, puis vers 380 000 ans après celui-ci
Entre 10−610^{-6} seconde et 3 minutes après le Big Bang, puis vers 3000 ans après celui-ci
Entre 380 000 et 400 000 ans après le Big Bang, puis au début de l’ère stellaire

Entre $$10^{-43}$$ et $$10^{-32}$$ seconde après le Big Bang, puis vers 380 000 ans après celui-ci

Explication

L’inflation est située entre 10−4310^{-43} et 10−3210^{-32} seconde, tandis que le fond diffus cosmologique apparaît environ 380 000 ans après le Big Bang. La période allant de 10−610^{-6} seconde à 3 minutes concerne plutôt la formation des noyaux légers.

10. Quelle succession décrit l’histoire simplifiée de l’Univers, de la formation des nucléons jusqu’à l’ère stellaire ?

Noyaux légers, nucléons, ère stellaire, puis formation des atomes
Nucléons, noyaux légers, atomes, puis ère de la matière ou ère stellaire
Atomes, noyaux légers, nucléons, puis ère de la matière ou ère stellaire
Nucléons, atomes, noyaux légers, puis ère de la matière ou ère stellaire

Nucléons, noyaux légers, atomes, puis ère de la matière ou ère stellaire

Explication

Dans cette chronologie simplifiée, les nucléons se forment avant les noyaux légers, puis viennent les atomes et l’ère stellaire. L’option qui place les atomes avant les noyaux légers inverse deux étapes de cette succession.

11. Quel phénomène marque l’émission du fond cosmologique, ou rayonnement fossile ?

La formation des nucléons, qui rend l’Univers transparent aux ondes gravitationnelles
La séparation des quatre forces, qui rend l’Univers transparent aux neutrinos
La fusion de l’hydrogène dans les premières étoiles, qui libère le rayonnement fossile
La combinaison des électrons et des noyaux, qui rend l’Univers transparent à la lumière

La combinaison des électrons et des noyaux, qui rend l’Univers transparent à la lumière

Explication

Le rayonnement fossile a été émis lorsque les électrons se sont combinés aux noyaux et que l’Univers est devenu transparent; il est encore observé aujourd’hui. La formation des nucléons est une étape beaucoup plus ancienne et ne correspond pas à cette émission.

12. Pendant quelle période les protons et les neutrons s’associent-ils pour former des noyaux légers ?

Après l’apparition des premières étoiles, durant l’ère stellaire
Entre 10−4310^{-43} et 10−3210^{-32} seconde après le Big Bang
Vers 380 000 ans après le Big Bang, pendant plusieurs millions d’années
Entre 10−610^{-6} seconde et 3 minutes après le Big Bang

Entre $$10^{-6}$$ seconde et 3 minutes après le Big Bang

Explication

La nucléosynthèse primordiale associe protons et neutrons en noyaux légers entre 10−610^{-6} seconde et 3 minutes après le Big Bang. Le moment situé vers 380 000 ans correspond à la formation des atomes et survient après cette nucléosynthèse.

13. Pourquoi la nucléosynthèse primordiale produit-elle surtout des noyaux légers jusqu’à l’hélium 4, plutôt que des éléments plus lourds ?

La température augmente rapidement, ce qui détruit les noyaux légers avant leur assemblage
Le deutérium est plus stable que l’hélium 4 et bloque la formation de tous les autres noyaux
L’hélium 4 est très stable et la baisse de température défavorise la formation de noyaux plus lourds
Les noyaux lourds se forment d’abord, puis se désintègrent tous en hélium 4 dans l’Univers primordial

L’hélium 4 est très stable et la baisse de température défavorise la formation de noyaux plus lourds

Explication

La grande stabilité de l’hélium 4 et la baisse de température limitent la production primordiale de noyaux plus lourds; ceux-ci se forment notamment dans les étoiles. L’idée que le deutérium bloque la formation des noyaux est erronée : il figure lui-même parmi les noyaux légers produits.

14. Qu’est-ce qui caractérise l’entrée d’une proto-étoile sur la séquence principale ?

Elle contracte son cœur après l’épuisement de l’hydrogène et devient une naine blanche
Elle cesse toute fusion et disperse ses éléments dans le milieu interstellaire
Elle atteint des conditions stables et fusionne l’hydrogène en hélium
Elle poursuit sa croissance et éjecte des jets de matière depuis ses pôles

Elle atteint des conditions stables et fusionne l’hydrogène en hélium

Explication

Une proto-étoile rejoint la séquence principale lorsqu’elle atteint un équilibre associé à des conditions stables et qu’elle fusionne l’hydrogène en hélium. La croissance accompagnée de jets polaires caractérise plutôt le stade T-Tauri.

15. Quelles propriétés le diagramme de Hertzsprung-Russell utilise-t-il pour classer les étoiles ?

Leur rayon et leur vitesse, mesurés à partir de leur mouvement spatial
Leur masse et leur âge, déduits de la composition de leur cœur
Leur luminosité et leur couleur spectrale, liée à la température de surface
Leur distance et leur période orbitale, déterminées par leur environnement

Leur luminosité et leur couleur spectrale, liée à la température de surface

Explication

Le diagramme HR classe les étoiles selon leur luminosité et leur couleur spectrale, cette dernière étant associée à la température de surface. La masse et l’âge ne sont pas les deux propriétés de classement indiquées ici.

16. Que devient une étoile de faible masse comme le Soleil après l’épuisement de l’hydrogène dans son cœur ?

Son cœur se dilate et refroidit, la fusion de l’hélium cesse, puis l’étoile devient une supergéante bleue
Son cœur reste stable, la fusion de l’hydrogène continue, puis l’étoile devient une proto-étoile
Son cœur se contracte et chauffe, la fusion de l’hélium commence, puis l’étoile devient géante rouge et naine blanche
Son cœur s’effondre directement en trou noir, après une phase de nébuleuse planétaire

Son cœur se contracte et chauffe, la fusion de l’hélium commence, puis l’étoile devient géante rouge et naine blanche

Explication

La fin de la combustion de l’hydrogène provoque la contraction et l’échauffement du cœur, ce qui permet le début de la fusion de l’hélium; l’étoile évolue ensuite en géante rouge puis en naine blanche. L’effondrement direct en trou noir ne décrit pas l’évolution indiquée pour une étoile de faible masse.

17. Quel rôle joue l’onde de choc lors d’une supernova dans la formation d’éléments plus lourds que le fer ?

Elle rassemble les couches externes autour du cœur et empêche la formation de ces éléments.
Elle refroidit le cœur de l’étoile et transforme le fer en éléments plus légers.
Elle souffle les couches externes de l’étoile et permet la formation de ces éléments.
Elle disperse les éléments lourds déjà présents sans contribuer à leur formation.

Elle souffle les couches externes de l’étoile et permet la formation de ces éléments.

Explication

L’explosion d’une étoile massive produit une onde de choc qui souffle ses couches externes et permet la formation d’éléments plus lourds que le fer. La dispersion d’éléments déjà présents ne décrit pas le rôle formateur attribué à cette onde.

18. Qu’est-ce qui caractérise le processus rapide de capture de neutrons dans la formation de noyaux plus lourds que le fer ?

Les protons capturent des électrons avant que les neutrons se forment.
La désintégration β− a lieu avant chaque capture successive de neutrons.
Les noyaux de fer perdent des neutrons avant de capturer des protons.
De nombreux neutrons sont capturés avant que la désintégration β− ait lieu.

De nombreux neutrons sont capturés avant que la désintégration β− ait lieu.

Explication

Dans le processus rapide, de nombreux neutrons sont capturés avant la désintégration β−, ce qui peut conduire à des noyaux plus lourds que le fer. Une désintégration intervenant avant chaque capture ne correspond pas à cette condition de rapidité.

19. Quelle combinaison décrit des molécules complexes pouvant se former dans le milieu interstellaire à partir de l’hydrogène et de noyaux comme le carbone, l’oxygène, le soufre et l’azote ?

Le lithium, le béryllium, le bore et des noyaux légers.
L’hélium, le néon, l’argon et des gaz nobles.
L’eau, l’ammoniac, le méthane et des hydrocarbures.
Le fer, le nickel, le cobalt et des métaux lourds.

L’eau, l’ammoniac, le méthane et des hydrocarbures.

Explication

Ces éléments participent à la formation de molécules comme l’eau, l’ammoniac, le méthane et les hydrocarbures dans le milieu interstellaire. Le lithium, le béryllium et le bore sont plutôt associés à la spallation des noyaux de carbone, d’azote et d’oxygène.

20. Dans le milieu interstellaire, quel mécanisme peut produire du lithium, du béryllium et du bore à partir de noyaux de carbone, d’azote et d’oxygène ?

La fragmentation de ces noyaux par les rayons cosmiques, appelée spallation.
La fusion de noyaux d’hydrogène dans les poussières, appelée nucléosynthèse primordiale.
La capture de neutrons par le fer suivie d’une désintégration β−, appelée processus rapide.
La condensation de molécules d’eau et d’ammoniac en grains, appelée nucléation.

La fragmentation de ces noyaux par les rayons cosmiques, appelée spallation.

Explication

Les rayons cosmiques fragmentent les noyaux de carbone, d’azote et d’oxygène, et cette spallation forme notamment le lithium, le béryllium et le bore. La nucléosynthèse primordiale produit surtout des noyaux légers comme l’hélium, plutôt que ces éléments par ce mécanisme.

Révisez avec les flashcards

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Quelle conséquence entraîne une absence injustifiée à un contrôle continu pour la validation de l’UE ?

L’UE ne peut pas être validée.

Que représente une unité astronomique ?

La distance Terre-Soleil, soit 150.106 km.

Pour quels objets l’unité astronomique est-elle utilisée ?

Les objets proches, comme ceux du système solaire.

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