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