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