A) Formations rocheuses B) Gaz et poussières C) Eau liquide D) Plasma
A) Rayons X B) Les ondes radio C) Rayons gamma D) Lumière visible
A) Conduction de la chaleur B) Chauffage par micro-ondes C) Déséquilibre d'ionisation D) Alignement du couple radiatif
A) Nébuleuse par réflexion B) Vestige de supernova C) Région H II D) Nébuleuse sombre
A) Hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) B) Méthane (CH4) C) Monoxyde de carbone (CO) D) Dioxyde de carbone (CO2)
A) Vert B) Jaune C) Bleu D) Rouge
A) Vestiges de supernova B) Nuages moléculaires C) Régions H II D) Nébuleuses par réflexion
A) L'or B) Platine C) Silicates D) Diamants
A) Hydrogène B) Hélium C) Carbone D) Oxygène
A) 10 000 trillions (10<sup>16</sup>) de molécules/m³ B) 1 trillion (10<sup>12</sup>) de molécules/m³ C) 1 milliard (10<sup>9</sup>) de molécules/m³ D) 100 ions/m³
A) Région de photodissociation B) Gaz coronal C) Milieu ionisé chaud D) Phase froide et dense
A) 5% B) 50% C) 10% D) 1%
A) Étoiles à neutrons B) Étoiles OB C) Naines blanches D) Géantes rouges
A) < 300 K B) ≈ 10⁶ K C) ≈ 10⁴ K D) Environ 10⁵ K
A) ~ 1025 molécules/m³ B) ~ 100 ions/m³ C) ~ 1012 molécules/m³ D) ~ 1016 molécules/m³
A) Gaz très chaud (T ≈ 106 K) B) Région de photodissociation C) Phase dense et froide D) Phase internuageuse chaude
A) Toutes les phases ont une densité égale. B) Les différentes phases sont approximativement en équilibre de pression sur la majeure partie du disque galactique. C) La pression varie considérablement selon les différentes régions. D) La pression thermique est plus importante que les champs magnétiques.
A) Lignes d'absorption B) Diffusion C) Lignes d'émission D) Rougeissement
A) La photographie B) La spectroscopie C) La réfraction D) L'objectif d'un télescope
A) Uniquement des molécules d'hydrogène et d'hélium. B) Des hydrocarbures simples. C) Le fullerène de Buckminster (C60), également appelé « buckyballs ». D) Monoxyde de carbone.
A) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung). B) Émission quasi-corporelle dans l'infrarouge lointain. C) Rayonnement synchrotron. D) Rayonnement dipolaire provenant de particules nanométriques en rotation.
A) 200 km/s B) 1000 km/s C) 500 km/s D) 50 km/s
A) Rayonnement synchrotron B) Diffusion inverse de Compton C) Refroidissement par structure fine D) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung)
A) Slipher B) Mary Lea Heger C) Edward Barnard D) Victor Hess
A) Rayonnement synchrotron B) Émission infrarouge C) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung) D) Photons gamma
A) Ils créent un milieu neutre froid. B) Ils réduisent le nombre d'atomes d'hydrogène. C) Ils transforment le gaz environnant en une phase ionisée et chaude, ce qui augmente la température. D) Ils diminuent la densité du milieu interstellaire (ISM).
A) 2025 B) 2020 C) 2040 D) 2030
A) William Huggins B) Francis Bacon C) René Descartes D) Edward Barnard
A) Émission quasi-corps noir B) Diffusion Compton inverse C) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung) D) Rayonnement synchrotron
A) Émission quasi-corporelle dans l'infrarouge lointain B) Émission de la raie du 21 centimètres C) Lignes d'émission aux longueurs d'onde millimétriques D) Rayonnement dipolaire
A) Il reste inchangé par rapport au reste de la galaxie. B) Il ne contient que du gaz froid. C) Il passe entièrement dans une phase coronale. D) Il est profondément modifié par le trou noir supermassif central.
A) N II B) H2 (hydrogène moléculaire) C) CO (monoxyde de carbone) D) O III
A) Elles réduisent le nombre de photons dont l'énergie est inférieure à la limite de Lyman. B) Elles contribuent au réchauffement du milieu neutre chaud. C) Elles refroidissent le gaz ionisé. D) Elles augmentent la densité des nuages moléculaires.
A) Transition de Brackett-alpha B) Transition de Balmer-alpha C) Transition de Paschen-alpha D) Transition de Lyman-alpha
A) 100 parsecs (300 années-lumière) B) 30 000 parsecs C) 10 000 parsecs D) 500 parsecs
A) Émission de photons due à la désexcitation B) Diffusion Compton inverse C) Rayonnement de freinage D) Rayonnement synchrotron
A) Refroidissement par freinage (Bremsstrahlung) B) Diffusion Compton inverse C) Collision avec les noyaux atomiques D) Rayonnement synchrotron
A) Elle affecte leur dynamique et leur structure. B) Elle empêche la formation d'étoiles dans les bras spiraux. C) Elle comprime toute la matière du MIS en un disque mince. D) Elle n'a aucun effet sur le milieu interstellaire.
A) Les rayons cosmiques. B) La nucléosynthèse primordiale. C) La poussière interstellaire. D) La nucléosynthèse stellaire au cours de l'évolution des étoiles.
A) La raie de 21 cm de l'hydrogène neutre (H I) B) Le photon Ly-α émis par l'hydrogène C) Les raies spectrales du CO D) Les raies interdites de l'oxygène triple ionisé (O III)
A) Émission quasi-corporelle dans le domaine du très loin infrarouge B) Rayonnement synchrotron C) Lignes d'émission aux longueurs d'onde millimétriques D) Émission de la raie à 21 cm |