Atmosferas Solares Flashcards

1
Q

O que é E_λdλ?

A

É a quantidade de energia que os raios carregam no cone num intervalo de tempo dt.

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2
Q

Qual é a consequência de E_λdλ e dos denominadores diferenciais na intensidade específica serem muito pequenos?

A

I_λ tem um valor limitante.

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3
Q

Descreve o que é I_λdλdtdAcosθsenθdθdΦ?

A

É a quantidade da energia de radiação eletromagnética que tem um comprimento de onda entre λ e λ+dλ que passa num intervalo de tempo dt por uma área dA para um ângulo sólido senθdθdΦ.

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4
Q

Dá um exemplo da intensidade específica.

A

A função de Planck, para um corpo negro.

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5
Q

Porque é que a energia é constante no espaço vazio?

A

Dado que I_λ define-se no limite em que o ângulo sólido tende para 0, então a energia não diverge, e a intensidade é constante.

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6
Q

Quando é a intensidade média igual à intensidade específica?

A

Quando o campo de radiação é isotrópico.

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7
Q

Como é que se determina a quantidade de energia contida num campo de radiação?

A

Usando uma “armadilha” que consiste num cilindro, aberto em ambos os fins, com paredes refletoras.

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8
Q

A que é igual dt correspondente à radiação que viaja pela armadilha a um ângulo dθ?

A

dt=d/v=dL/c.cosθ

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9
Q

Podemos expressar a densidade de energia específica para o corpo negro em função do quê? (2 variáveis

A

Em função do comprimento de onda e em função da frequência.

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10
Q

Como é que se encontra a densidade de energia total (corpo negro)?

A

Integrando a densidade de energia específica sobre todos os comprimentos de onda ou sobre todas as frequências.

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11
Q

A que corresponde F_λdλ (fluxo radiativo específico)?

A

É a net energy cujo comprimento de onda se encontra entre λ e λ+dλ que passa a cada segundo por uma unidade de área na direção do eixo z.

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12
Q

Quando é o fluxo radiativo específico nulo?

A

Para um campo de radiação isotrópico (não há transporte de net energy) - no integral a intensidade é constante e passa para fora, o integral vai dar nulo.

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13
Q

O que se mede para uma fonte resolvida?

A

A intensidade específica: a energia por segundo que passa pela área da abertura para o ângulo sólido mínimo definido pelo teta mínimo.

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14
Q

O que se mede para uma fonte não resolvida?

A

O fluxo radiativo: o ângulo é menor do que o ângulo teta mínimo e a energia recebida é dispersa através do padrão de difração determinado pela abertura do telescópio. O detetor integra a intensidade sobre todas as direções.

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15
Q

O que é a densidade de radiação?

A

O fotão pode exercer pressão porque possui momento p=E/c.

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16
Q

Porque é que na pressão da radiação o integral em teta não vai de 0 a pi?

A

Porque há reflexão, logo o ângulo de incidência é igual ao ângulo de incidência e basta integrar no sen de teta correspondente ao intervalo de ângulos 0 a pi/2.

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17
Q

Porque é que num campo de radiação isotrópico o fator 2 a multiplicar o integral que havia na reflexão desaparece?

A

Porque este contabilizava a mudança de momento devido à reflexão - no campo de radiação isotrópico os fotões passam pela área dA diretamente para o outro lado sem ser refletidos - há transmissão.

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18
Q

A que equivale a pressão de radiação do corpo negro?

A

A um terço da densidade de energia.

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19
Q

Porque é que é complicado definir a temperatura da superfície das estrelas?

A

Porque elas não são verdadeiramente corpos negros, pelo que a sua temperatura de superfície não é constante.

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20
Q

O que é o efeito de line blanketing?

A

É a diminuição de intensidade produzida pela série densa de linhas de absorção metálicas no espetro solar.

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21
Q

Como se obtém a temperatura efetiva e a que corresponde?

A

Pela lei de Stefan-Boltzmann, e corresponde a um nível específico dentro de uma estrela.

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22
Q

Que equação dá a temperatura de excitação?

A

A equação de Boltzmann.

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23
Q

Que equação dá a temperatura de ionização?

A

A equação de Saha.

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24
Q

O que contém a temperatura cinética?

A

A distribuição de Maxwell-Boltzmann.

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25
Como se obtém a temperatura de cor?
Ajustando o formato do espetro contínuo da estrela à função de Planck.
26
Verdadeiro ou Falso: Todas as temperaturas se aplicam a todos os locais da estrela.
Falso - todas, com exceção da temperatura efetiva.
27
O que é o equilíbrio termodinâmico?
Todos os processos ocorrem à mesma taxa que os processos inversos.
28
Porque é que a estrela nunca pode estar num verdadeiro equilíbrio termodinâmico?
A temperatura varia com o local, e há um fluxo centrípeto de net energy a ocorrer. A distribuição de velocidades da partícula e da energia de fotão reflete um intervalo de temperaturas.
29
O que é o equilíbrio termodinâmico local (LTE)?
Se a distância a que a temperatura muda significativamente é grande o suficiente em comparação com as distâncias que as partículas e os fotões viajam, considera-se LTE.
30
O que é o tamanho da temperatura de escala?
É a distância característica a que a temperatura varia.
31
O que resulta do tamanho de escala da temperatura ser muito maior do que o livre percurso médio?
Os átomos no gás vêm essencialmente uma temperatura cinética constante.
32
O que é a absorção?
Qualquer processo que remova fotões de um feixe de luz (inclui scattering).
33
Porque é que a intensidade decresce com o aumento da distância?
Devido à absorção de fotões pelo caminho.
34
O que é a opacidade?
É a seção eficaz para absorver fotões de comprimento de onda lambda por unidade de material estelar.
35
Porque é que a variação na profundidade ótica é negativa?
À medida que a luz se aproxima do observador, viaja por material com uma profundidade ótica que diminui.
36
Onde é que a profundidade ótica é nula? Porquê?
Nas camadas exteriores de uma estrela (para todos os comprimentos de onda). A luz viaja sem impedimentos até à Terra.
37
Como é que podemos definir a profundidade ótica?
Como o número de percursos livres médios, da posição original até à superfície, medida pelo caminho do feixe (ou raio).
38
Qual é a condição para um feixe a passar por um volume de gás ser oticamente fino?
τ_λ>>1
39
Qual é a condição para um feixe a passar por um volume de gás ser oticamente espesso?
τ_λ<<1
40
Verdadeiro ou Falso: a profundidade de ótica pode variar no comprimento de onda em que nos encontramos.
Verdadeiro.
41
O que acontece num processo de absorção?
O fotão deixa de existir e a energia é "dada" à energia termal do gás.
42
Qual é a condição para a opacidade determinar o espetro contínuo da estrela?
Variar lentamente com o comprimento de onda. As linhas escuras de absorção são resultado de variar bruscamente.
43
O que é o salto de Balmer?
A opacidade aumenta repentinamente após um dado comprimento de onda (~365nm) - os fotões são absorvidos no contínuo.
44
De que depende o tamanho do salto de Balmer?
Da fração de átomos excitados no primeiro estado - depende da temperatura!
45
Qual é a principal fonte de opacidade contínua em estrelas mais frias que estrelas F0?
A fotoionização de iões H- (átomo que possui um eletrão extra).
46
Em H-, por que razão é a força net do eletrão extra atrativa?
O segundo eletrão pode encontrar-se ligado no lado oposto ao primeiro eletrão, pelo que se encontra mais próximo do núcleo positivamente carregado do que do eletrão repulsivo.
47
Porque é que qualquer fotão com energia extra pode ser absorvido pelo H-?
Porque a energia de ligação do ião é muito baixa - a energia restante transforma-se em energia cinética.
48
O que acontece aos iões H- a temperaturas progressivamente mais altas?
Ficam cada vez mais excitados, tendo uma menor contribuição.
49
O que é a fotodissociação?
As moléculas são "partidas" nos seus átomos constituintes por absorção de fotões.
50
O que é a opacidade média de Rosseland?
É uma média harmónica que dá mais contribuição a valores mais baixos de opacidade e que incorpora uma função peso que depende da taxa a que o espetro do corpo negro varia com a temperatura.
51
O que é a emissão?
Qualquer processo que adicione fotões a um feixe de luz.
52
Denomina os 4 processos de emissão correspondentes às fontes de opacidade.
Bound-bound and free-bound emission, free-free emission e electron scattering.
53
Como é que os processos de absorção e emissão influenciam os caminhos dos fotões?
Redirecionam os seus caminhos e redistribuem a sua energia.
54
O que é um random walk?
É um caminho casual que os fotões seguem à medida que se difundem pelo material estelar.
55
Porque é que o transporte por radiação poderá ser bastante ineficiente numa estrela?
Porque se encontra relacionado com o passo e a raiz do número de processos, que pode ser muito alto.
56
Qual é o limite da profundidade ótica?
2/3.
57
Se a opacidade aumentar, a distância _________ .
Diminui...
58
O que implica um observador não ver tão profundamente comprimentos de onda em que a opacidade é maior do que a média?
Se a temperatura decrescer para fora, então as regiões serão mais frias e a intensidade irá diminuir para a maioria dos comprimentos de onda onde a opacidade for maior - há absorção.
59
O que é o limb darkening?
Qualquer direção que olhemos numa estrela chegamos a 2/3 de profundidade ótica, vê-se em "camadas" dependendo do ângulo e a linha de visão acaba a distâncias maiores e temperaturas menores.
60
O que é que o gradiente de pressão causa, e porque existe?
A temperatura decresce com o aumento do raio, e a pressão de radiação é menor a maiores distâncias do centro. O gradiente de pressão produz um pequeno net movement de fotões para a superfície que carregam o fluxo radiativo.
61
Essencialmente, o que é a transferência de energia por radiação?
Um processo subtil que envolve a difusão lenta de fotões a andar aleatoriamente para a superfície devido a pequenas diferenças na pressão de radiação.
62
Porque é que a intensidade do feixe de luz muda à medida que ele viaja pela estrela?
Os fotões sofrem absorção ou scattering e são substituídos por fotões emitidos pelo material estelar em redor/que são scattered para o feixe.
63
Como é determinada a rapidez da mudança da intensidade do feixe?
Através da velocidade com que os processos de absorção e emissão ocorrem.
64
O que é que a função de onda descreve?
Descreve como os fotões que originalmente viajavam pelo feixe de luz são removidos e substituídos pelo gás envolvente.
65
Descreve a implicação de dI_λ/d<0.
A intensidade é maior do que a função de fonte, logo a intensidade diminui com o aumento da distância.
66
Descreve a implicação de dI_λ/d>0.
A intensidade é menor do que a função de fonte, logo a intensidade aumenta com o aumento da distância.
67
Porque é que o valor da intensidade tende a ser igual ao valor local da função de fonte?
Porque os próprios fotões têm tendência a aparentar ser semelhantes à fonte local de fotões no gás que rodeia.
68
Onde podemos considerar que τ_λ>>1?
Deep into the atmosphere!
69
I_λ=B_λ traduz-se no quê?
Em assumir que a radiação de campo é descrita pela função de Planck.
70
B_λ=S_λ traduz-se no quê?
Diz que a função de fonte produz radiação de corpo negro.
71
O que é uma atmosfera plano-paralela?
Assume-se que o eixo dos z's está na direção vertical, com z=0 no topo da atmosfera - o raio de curvatura é muito maior do que a sua espessura.
72
Porque é que a profundidade ótica do raio que viaja para a superfície é maior do que a profundidade ótica vertical?
Porque tem que atravessar as camadas da atmosfera de modo a chegar à superfície.
73
Verdadeiro ou Falso: a profundidade ótica vertical depende da direção do feixe de luz (a que ele viaja).
Falso.
74
O que é uma atmosfera cinzenta?
Uma atmosfera na qual se assume que a opacidade é independente do comprimento de onda (k_λ->k_mean). É possível integrar a intensidade e a função de fonte de tal modo que não dependem do comprimento de onda.
75
Descreve a relação entre a pressão de radiação e o fluxo radiativo.
O fluxo radiativo é conduzido por diferenças na pressão de radiação, com ventos de fotões a mudarem de alta para baixa pressão de radiação.
76
O que é a aproximação de Eddington?
A intensidade tem um valor na direção +z e outra na direção -z; Iin=0 na superfície em que τ_v=0.
77
Quando T=Te qual é o valor de τ_λ?
2/3.
78
Que implicação tem T=Te para τ_λ=2/3?
A superfície da estrela não se encontra no topo da atmosfera, mas sim numa zona mais profunda! Pode ser resultado de um ponto médio de origem dos fotões.
79
A que se deve a intensidade emergente no topo da atmosfera?
À intensidade inicial do raio (diminuída por absorção) e à emissão em todos os pontos ao longo do caminho (atenuada por absorção entre o ponto de emissão e a superfície).
80
Descreve porque é que se diz que aquele gráfico corresponde a uma linha espectral oticamente fina.
Não há nenhum comprimento de onda em que o fluxo radiativo tenha sido totalmente bloqueado.
81
O que é o alargamento natural?
Devido ao princípio de incerteza de Heisenberg, a incerteza na energia leva a uma incerteza no comprimento de onda.
82
O que é o alargamento de Doppler?
Deve-se ao movimento dos átomos aleatório com uma distribuição de velocidades - os comprimentos de onda da luz emitida ou absorvida pelos átomos no gás são doppler-shifted.
83
Como é que a turbulência na atmosfera foi deduzida?
Através de um alargamento de Doppler exagerado.
84
O que é o alargamento de pressão/colisão?
O alargamento de colisão deve-se a colisões individuais e o alargamento de pressão a efeitos estatísticos de campos elétricos com um grande número de iões a passar perto um do outro.
85
O que é o perfil de Lorentz?
É o perfil de linha partilhado pelo alargamento natural e de pressão.
86
O que é o perfil de Voigt?
É o perfil total de linha devido a contribuições dos perfis de Doppler e de damping (Lorentz).
87
Descreve o perfil de Voigt.
Tende a ter núcleos de Doppler e asas de damping (Lorentz).
88
O que é a coluna de densidade?
É o número de átomos de um dado elemento, que ficam acima de uma unidade de área da fotosfera.
89
O que é N_a?
É o número de átomos absorventes por unidade de área que têm eletrões na orbital apropriada para absorver um fotão de comprimento de onda da linha espectral.
90
O que é que as forças de oscilação dão?
As probabilidades relativas do eletrão fazer uma transição da orbital inicial - é o número efetivo de eletrões por átomo a participar numa transição.
91
O que é a curva de crescimento? Para que é útil?
Gráfico logarítmico da largura equivalente como função do número de átomos absorventes. Útil para determinar a abundância de espécies químicas.
92
Verdadeiro ou Falso: A largura equivalente varia com o número de átomos absorventes.
Verdadeiro.
93
Descreve a relação da curva de crescimento com um regime linear.
O meio é óticamente fino inicialmente. W é proporcional a N_a e a curva de crescimento é inicialmente linear a ln(N_a) - exemplo: número de átomos duplica > duplo da luz removida > W duas vezes maior.
94
Descreve a relação da curva de crescimento com (ln N_a)^1/2.
À medida que o meio fica mais oticamente espesso com o aumento dos átomos absorventes a linha "cai" e fica saturada - crescimento com W proporcional a (ln N_a)^1/2.
95
Descreve a relação da curva de crescimento com ln N_a.
O aumento dos átomos absorventes permite que a largura continue a crescer, e W fica proporcional a ln N_a.
96
Como é que se minimiza erros envolvidos numa única linha espectral?
Localiza-se numa única curva de cresciemnto as posições de várias larguras equivalentes de várias linhas formadas por transição da mesma orbital inicial.
97
Como é que se determina o número de átomos absorventes?
Comparando as larguras equivalentes medidas para diferentes linhas de absorção produzidas pelos mesmos átomos ou iões no mesmo estado com uma curva de crescimento teórica.