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RE test2 Flashcards

1
Q

Conservação da massa

A

dMr = 4pir^2pdr

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Q

equilibrio hidrostático

A

dP/dr = -GpMr/r^2

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Q

Teorema do Virial

A

2ET + EG = 0

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4
Q

EG < 0 ou EG > 0

A

EG < 0

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Q

E total de uma estrela=

A

EG +ET = EG/2

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6
Q

Numa dada area dA a uma distracia r do centro da estrela, num dado volume as forças aplicadas são=

A

dPdA e Fg ambas para baixo

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7
Q

Justificação da Etotal ser negativa

A

uma estrela resulta da compressão de uma neblossa que por sua vez resulta nukma umento d atempertura e esta é radiada pra o espaço

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8
Q

Inicialmente não se conhecia que tipo de energia par alem da gravita e termica?

A

a nuclear

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9
Q

uma consequencia da falta de conhecimento da energia nuclear era a idea que____________

A

metade da energia gravitica era convertida em energia termica e o restto era irradiado assim resultando em contrções muitos lentas de estrelas

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10
Q

equação da luminosidade

A

dLr= 4pir^2dr p e

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11
Q

dLr é

A

um fluxo de energia radiada alimentado pela varoiação de tempertaura nas estrelas

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12
Q

Equação da produção de enrgai

A

dT/dr = -3xpLr/4abcT^3 *4pir^2

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13
Q

a conveção dentro de estrelas é?

A

a deslocação de gás dentro das estrelas devido a diferenças de densidade

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14
Q

se p da bolha que subiu é inferior à densidade da visinhança esta continua a subir true?

A

true

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15
Q

se p da bolha que subiu é inferior à densidade da visinhança esta continua a subir true?

A

true

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16
Q

Quando a condição de estabiliada de Schwarzchild é verificada o que acontece?

A

não ocorre convecção

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17
Q

qual a condição de schwatzchild

A

|dT/dr| inferior a (1-1/y)T/P|dP/dr|

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18
Q

Ser instavel em termos de convecção significa que ocorre ou não?

A

ocorre

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19
Q

Podemos dizer que no sol o gás é ideal cause

A

as energais de ligação interatomicas soa muito inferiores às eneria cinéticas logo oas atomo não formam liquidos ou sólidos

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20
Q

Pra um gás totalemnte ionizado N/V=

A

N/V= (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH

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21
Q

N/V= (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH

X?Y?Z?

A

fração massica do H
do HE
dos restantes

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22
Q

Peso molecurar?

A

u= (2X +3/4Y+1/2Z)^-1

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23
Q

se escrevermos N/V= (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH podemos escrever

A

P= kbT (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH = kbT/u*p/mH

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24
Q

COndições de fronteira para as quatro equações de equilibrio de fromação de uma estrela para r=0

A

Mr = 0

Lr=0

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25
COndições de fronteira para as quatro equações de equilibrio de fromação de uma estrela para r=R
T=0 | p=0
26
Chegar a L = M^3 e L= T^6
ver anexo 1 e 2
27
diagrama de Hertzprung-Russel, ou diagrama HR é o diagrama que espressa a relaºão entre
log L/lo e Log T
28
diagram de HR ou hertzprung russel imagem...?
foto 3
29
A igualdade L = T^6 não se verifica para
pequenas massas
30
Logenvidade de uma estrela=
t= M/L uma vez que a massa é proporcional à quantidade de con«mbustivel disponivel numa estrela e L a velociade a que é queimado
31
relação entre L e massa no gráfico
ver foto 4
32
Digrama de HR para estrelas proximas
ver foto 5
33
Pelo diagrama de HR porque é que as gigantes vermelhas não obdecem a L= T^6
BIG MASS means BIG L
34
Pelo driagmara de Hr as anâs brancas têm pouca L because
SMALL MASS means SMALL L
35
à curva L=T^6 no diagram de HR chama-se
sequência principal
36
o que é a pressão de degenerescencia eletronica
quando todos os estado estão ocupados devido a uma compresão do volume vai surgir uma pressão contrátia à compressão que surge do principio da esxclusão de Pauili
37
Explicar a formação de gigantes vermelhas
enquanto houver energia nuclear para queimar a termica quilibra agravitica garantindo integridade estrutural à estrela, quando esta enrgai nuclear acaba o nucleo contrai Quando uma estrela contrai de acador com HR vai emitir radiação termica Energai termica acumula nas camadas mais proximas do núcleo
38
Extremos da sequencia principal
SMALL MASS LOW L LOW T | BIG MASS HIGH L HIGH T
39
SMALL MASS LOW L LOW T explicação de formação
-estrela contrai por contrção gravitaca -aumento da energia termica -não ocorre fusão nuclearpois a tempertura não é grande o suficinete -chega a um limite de massa ANÂ CASTANHA
40
NOME DA ESTRELAS DO ESTREMOS DA SEUQNCIA PRINCIPAL COM MASSA PEQUENA
ANÂ CASTANHA
41
os limites de massa inferioeres ocorrem because
embora a reação nuclar nao ocorra para contrariar a contração gravitica, a degenerescencia eletronica vai contraror essa contração, assim à um limite à contração e por sua vês à temperatura emitida
42
o limite de massa máxima é chama-se de
limite de eddington
43
Limte de eddington formula
L< 4pi cGM/X
44
formula da energai e ligaºão de um nucleo
B= [Nm(n) +Z m(p) -mass(X)]c^2
45
quando maior a energia de ligação por nucleao
maior a estabilidade do nucleo
46
Processos de trasnmutação nuclear
fusãi | cisºao
47
a principal origem da enrgia nuclar nas estelas `dad por?
fusao nuclaer
48
a longevidade de uma estela é dada pela
energia libertada por fusão nuclear/ L
49
Sendo A+B--> C+D | A energai libertada é dada por
Q= (ma+mb - mc -d)c^2
50
taxa da reaçãu nuclar
r= na *nb *6(v) * v (1+d)^-1
51
no equilibrio a taxa de reação nulcar é
igual
52
podemos escrever v6(v) da seguinte maneira
<6*v>
53
equaçao de maxwel das velcdidades para tempertauras diferenets
ver imagem 6?
54
A barreira de columblo é o fator que
impede a reação de fusão de ocorrer
55
A barreira de columblo é o fator que
impede a reação de fusão de ocorrer
56
potencial de coumbomb formula
U = 1/4pi 30 * Z1*Z2 * e^2/r
57
As reações nuclares ocorrem quando
R= Ra+Rb = RoA^(1/3)
58
Reações nucleares podem também ocorrer por
tuneling quantico
59
As reações de fusão ocorrem por
tunneling quantum
60
A probabilidade detunelamento quantico ?
P= e^-2pin | n - paremetro de somerfeld
61
P= e^-2pin com energia de gamow
P= e^-(EG/E)^0.5 EG energia do pico de gamow
62
FAtor astrofisco é?
função que contem informação sobre as porpriedades nuclares dos nucleos qie interagem como energia rossonantes e estados semi-resonantes
63
Probabilidade de reação imagem com o pico de Gamow
imagem 7
64
As reações nuclares ocorrem para que intervalo de valores de energia
E0 + - DELTAEo/2
65
Realão entre a enrgia de resolancia e o estadoq ause ligado para a reação A+B-->X
Er = (mx-mb-ma)c^2 +E*
66
Queima Terrmonuclear do H por:
Ciclo CNO | Cadeia pp
67
Quantas cadeias pp temos dentre da principal
3
68
As reações que envolvem aplhas (4He) são de força______?
forte
69
Reações de força forte têm secção eficaz menor ou maior
maior
70
Reações com raios gamma são eletromganéticas
:)
71
O ciclo CNO converte
protões me alphas, libvertado energai e neutrinos
72
ciclo CNO
imagem 8
73
cadeia pp
imagem 9
74
consequencia dp ciclo cno | 12C +4p----->
12C +4p-----> 12C +4He +2B+ +2ve
75
ver imagem 10 | quais as conclusões da imagem em relação à tempertaura e à taxa de ocorrencia do ciclo
CNO só ocorre para umas temperatuas | pp ocorre para todas as temperturas
76
As estrlas mais antigas têm muita ou pocua energia nuclar? WHY?
muita | cause nãp tem temperatura suficnete para que as realões do CNO ococrram
77
qual é o catalizador da reação do pp | why?
1H+1H ----> 2H + e+ + ve | pois resulata de uma interção fraca() neutrinos
78
os nuetrinos são iundicação de uma interação fraca
true
79
pela imagem 11 justifque porque é que a reação de 12C(p,gamma)13N ocorre
embora a particula vá para um estado mais energético (excitado de 13N) este é mais provavel uma vez que coicide com uma resonancia o balanlo energéyico é 2,265-1,934= 0.457\
80
processo tripo alpha é o método de produção de
elemtos mais pesados
81
Os isotopos com massa de 8 e 5 não existem no esatdo estavel
rue
82
a reação de triplo alpha ocorre apesar da coisa de coulomb bc:
resonancia | high T
83
Como chegar a tempertauras grandes o suficnite para que ocorra uma reação tripo alpha
start has no more flul time to contract (more EG) stop bc degenerescencia But because EG bigger then ET bigger With Bigger T reactions take place Recations stop contraction
84
reação tripo alpha
a +a+a = 12C + y
85
reações com 12C +12C para formar Ne Na Mg
12C +12C = 20Ne +alpha 12C +12C = 23Na +p 12C +12C = 23Mg + n
86
16O +16O vai formar:
Si S P
87
O Ne vai formar Mg através de da fototodissociação de Ne
pois
88
Aprtir do SI as reações para formaçao de elemtos mais pesados vão ocorrer por ;
fotodissociação e captura radiativa
89
Evolução estrelar
ver anexo 3
90
Uma forma de perda de massa solar
vento solar
91
Como é que o vento solar funciona
Uma gigante vermelha tem pouca força gravitica na sua superficie, massa fácilemnte sai
92
Quando verificamos quepara R infinito a pressãp é difente de zero então
temos ventos solares
93
Tipos de supernovas
Ia Ib Ic II
94
Tipo Ia de supernova descrver
Pouco H Muito C ``` estrela ana aumenta o seu tamnho até ao limite colapsa T aumenta C bruns a lot very fast Explodes ```
95
Descrevr Ib
muito He similra a II camda externa com H é explida antes de explodir
96
Tipo Ic descrever
pouco He e H tipo II similar mas a camada de He e H é expelidad antes da explosaõa
97
Tipo II
Muito He e H ``` Very big start Nucleous runs out of flue´ CONTACT Nucleos very small Stop bc degenerescincia resalto do material que ainda estava a contrair onda de shock aquece as camadas ocorrem reaºões nuclears distribuição nºao simetrica dos elemtos por camadas mais pesados ao centro top layers have he e h camdas são arrancadas explosão ```
98
Nucleo sintesde para alem do Fe ocrre por_______? Tipos de processos?
captura de neutroes | p, s, r
99
O processo s é rápido ou lento? E o r?
Lento | Rápido
100
Agora o gráfico de taxa de uma realºao nuclear se dar é dado pelas funções de ? Porque?
probabilidade da reação densidade de maxwell boztman pois não tem carga(os neutroes são neutros) por isso não há tunneling
101
Se ouver resonancia o processo é ? e se noa houver?
R | S
102
No processo S <6v>= | E
= 6t * vt e = 1/(Nn *t) t é o tempo de captura de neutroes
103
No processo s o tempo médio de captura de neutroes é superior à meia vida dos elementos instaveis
true
104
nos elemetos ligeiramente instaveis pode ocorrer processo s desde que
a meia vida seja inf a Tv
105
ver imagem 14
EGTNJASDFGHJI

RE (2 decks)

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