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