A) Água líquida B) Gás e poeiras C) Plasma D) Formações rochosas
A) Radiografias B) Luz visível C) Raios gama D) Ondas de rádio
A) Aquecimento por micro-ondas B) Alinhamento do binário radiativo C) Condução de calor D) Desequilíbrio de ionização
A) Diamantes B) Ouro C) Silicatos D) Platina
A) Hidrogénio B) Hélio C) Oxigénio D) Carbono
A) Regiões H II B) Restos de supernovas C) Nebulosas de reflexão D) Nuvens moleculares
A) Remanescente de supernova B) Nebulosa escura C) Nebulosa de reflexão D) Região H II
A) Monóxido de carbono (CO) B) Metano (CH4) C) Dióxido de carbono (CO2) D) Hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAH)
A) Vermelho B) Azul C) Amarelo D) Verde
A) 100 íons/m³ B) 10 quatrilhões (1016) moléculas/m³ C) 1 bilhão (109) moléculas/m³ D) 1 trilhão (1012) moléculas/m³
A) Gás coronal B) Fase fria e densa C) Região de fotodissociação D) Meio ionizado quente
A) 50% B) 5% C) 1% D) 10%
A) Estrelas de nêutrons B) Estrelas OB C) Anãs brancas D) Gigantes vermelhas
A) ≈ 10⁶ K B) < 300 K C) ≈ 10⁴ K D) O(10⁵ K)
A) ~ 1025 moléculas/m³ B) ~ 1012 moléculas/m³ C) ~ 100 íons/m³ D) ~ 1016 moléculas/m³
A) Região de fotodissociação B) Gás muito quente (T ≈ 106 K) C) Fase fria e densa D) Fase inter-nuvem mais quente
A) Buckminsterfullereno (C60) ou 'buckyballs'. B) Monóxido de carbono. C) Hidrocarbonetos simples. D) Apenas moléculas de hidrogênio e hélio.
A) Emissão da linha de 21 centímetros. B) Linhas em comprimentos de onda milimétricos. C) Emissão quase-corpo negro no espectro do infravermelho distante. D) Radiação síncrotron.
A) Radiação síncrotron. B) Radiação Bremsstrahlung. C) Espalhamento Compton inverso. D) Emissão de fótons resultante da desexcitação.
A) Ele é profundamente modificado pelo buraco negro supermassivo central. B) Ele contém apenas gás frio. C) Ele se transforma completamente na fase coronal. D) Ele permanece inalterado em relação ao restante da galáxia.
A) 100 parsecs (300 anos-luz) B) 30.000 parsecs C) 10.000 parsecs D) 500 parsecs
A) Poeira interestelar. B) Nucleossíntese primordial. C) Raios cósmicos. D) Nucleossíntese estelar durante a evolução das estrelas.
A) Transição Balmer-alfa B) Transição Paschen-alfa C) Transição Brackett-alfa D) Transição Lyman-alfa
A) Emissão de corpo negro no espectro do infravermelho distante B) Emissão da linha de 21 cm C) Radiação dipolo D) Linhas de comprimento de onda milimétrico
A) Não tem efeito sobre o MIS. B) Ela comprime todo o MIS em um disco fino. C) Ela influencia sua dinâmica e estrutura. D) Ela impede a formação de estrelas nos braços espirais.
A) 2040 B) 2020 C) 2030 D) 2025
A) Linhas espectrais do CO B) Linha de 21 cm do hidrogênio neutro (H I) C) Linhas proibidas do oxigênio trivalente (O III) D) Fóton Ly-α proveniente do hidrogênio
A) Resfriamento por efeito Bremsstrahlung B) Espalhamento Compton inverso C) Radiação síncrotron D) Colisão com núcleos atômicos
A) 200 km/s B) 500 km/s C) 50 km/s D) 1000 km/s
A) Radiação Bremsstrahlung B) Resfriamento por estrutura fina C) Espalhamento de Compton inverso D) Radiação síncrotron
A) Francis Bacon B) Edward Barnard C) William Huggins D) René Descartes
A) Radiação síncrotron B) Emissão infravermelha C) Radiação Bremsstrahlung D) Fótons de raios gama
A) Elas criam um meio neutro frio. B) Elas reduzem o número de átomos de hidrogênio. C) Elas diminuem a densidade do meio interestelar (ISM). D) Elas convertem o gás circundante em uma fase ionizada e aquecida, aumentando a temperatura.
A) Radiação síncrotron B) Radiação Bremsstrahlung C) Espalhamento Compton inverso D) Emissão semelhante à de um corpo negro
A) Edward Barnard B) Victor Hess C) Slipher D) Mary Lea Heger
A) A pressão varia significativamente entre diferentes regiões. B) A pressão térmica é mais importante do que os campos magnéticos. C) Todas as fases têm a mesma densidade. D) As diferentes fases estão, aproximadamente, em equilíbrio de pressão na maior parte do disco galáctico.
A) Refratação B) Fotografia C) Lente de telescópio D) Espectroscopia
A) Elas contribuem para o aquecimento do gás neutro quente. B) Elas resfriam o gás ionizado. C) Elas aumentam a densidade das nuvens moleculares. D) Elas reduzem o número de fótons com energia abaixo do limite de Lyman.
A) CO (monóxido de carbono) B) O III C) N II D) H2 (hidrogênio molecular)
A) Radiação de frenagem (Bremsstrahlung). B) Emissão quase termal no extremo do infravermelho. C) Radiação síncrotron. D) Radiação dipolo proveniente de grãos nanométricos em rotação.
A) Linhas de absorção B) Vermelhidão C) Espalhamento D) Linhas de emissão |