REtest part 1´ Flashcards
List Dangers of space travel
Microgravidade Distancia à Terra Confinamento/Isolamento Radiação do Espaço Ambientes Hóstis
Principais consequência da radiação do espaço na vida humana
Doenças degenerativas de tecidos
Tumores
Capacidades cognitivas
Fatiga/Nauseas
Consequências da RE nos materias
Degradação dos materias, e dos componentes eletronicos
Degradação dos alimentos e medicação
Principais origens da radiação
Ventos solares
Cosmic rays
Emissões solares
Describe Ventos solares
-Particles emited: electroes, protoes, alphas -Energy: Low K -Stoppability Easy
DEscribe Cosmic Rays
Origin: Supernovas Stopability: No Energy: High K Speed: Of light Types: From H to Fe
Explain Emissões Solares
highly acelerated protons, hard to stop.
Might cause particle cascades
Radioresistência dos Astronautas
Seleção artíficial Fármacos Radioregistentes REplace H with deuterio Terapia Gen+etica Blindagem específica para RE Hibernação Biobanking
UA e Parsec são …
unidades de distância
Why is hibernação useful para Radioresistência
Slower metablism means higher RE tolerance
Luminosidade de uma estrela é composta por :
Luminosidade de origem fotonica
de origem de neutrinos
de variação de massa
Luminosidade com origem fotonica describe
emissão de foões por estrelas,
mais intensa
ocorre na fotoesfera
luminiosidade neutrinos
supernovas emitem
arrefcimento de estrelas
luminosidade por variação de massa
perda de massa de uma estrela emite energia
Tipos de magnitude
aparente
absuluta
Magnitude aparente formula
m2-m1= 2.5LOG(l1/l2)
Magnitude absuluta fórmula
m-M=5log(d/10pc)
Lei de steffan boltzman para uma estrela
L=4PiR^2T^4
Lei de Strefan Boltzman tem as seguintez concifderações
isotopicamente emitida
homogénia
independente da composição da estrela
Classificação de Magnitudes
V-visual
B-blue
U- uv
Considerando que as estrelas são cospos negros então o espetro radiativo destas depende da_____________, e não da ________ e ______________.
Temperatura, Forma, Composição
dEvdv =Iv cos (teta) dA dt dOmega dv
Ev é a energia emitida segundo uma direção para uma frequência
Iv- intencidade específica
check image one
do it
dOmega=
dteta dphi sen(teta)
teta (0 a pi)
Fluxo radiativo =
dFvdv = dEv dv / dA dt
cos(teta)dAcdt representa um_________
volume
Assim
dEv dv /cos(teta)dA cdt =
E isto é?
Iv dOmega /c
uma densidade de energia
A pressão numa dada superficie dada pelo campo radiativo é dada pelo:
fluxo de momento linaer perpendicular à superfie
O fluxo de moemnto linear perpen á superfie é
dEv cos(teta) /dA cdt = Iv cos(teta)^2 dOMEGA /c
Se a radiação é isotópic qual é a relação com Uv e Pv
Uv/3 = Pv
No vácuo dIv/ds =?
dIv/ds = 0
Se no vácuo dIv/ds =0 nan matéria:
dIv/ds = jv-av Iv
jv é?
coefiencintde de emissão
jv = 0 meas?
jv dif 0 meas?
materia não emite radiação
materai emite readiação
av é?4
coeficiente de asorção
se a materia só absorver então Iv =
Iv= Iv(so)e^(-integral(av) ds)s to so
Profundiade otica formual
dtv = av ds
tv = (integral (av)ds) so to s
se a materia só absorver então Iv = utilizandoprofundidade otica
Iv = Iv(so)e^(-tv)
Se tv «_space;1 o ojeto é?
oticamente fino-
ser oticamente fino é ____________?
deixar padsa toda a radaiação sem alteraçã
se tv»_space; 1 o objetoo é?
oticamente espesso
ser oticamente espesso é _______________?
não deixar passar radiação nenuma
um corpo oticamente espesso tem Iv(s) = 0 ?
true
um corpo oticamnte fino tem
Iv(s) = Iv(so)
Whta is the source function formula
Sv = jv/av
Check demosntarção da equação gerald a trasnfrencia radiativa
demosntartion one!
Para um obejto oticamnte espessso e Iv(0)= 0 Iv=?
Sv
Para um obejto oticamnte fino e Iv(0)= 0 Iv=?
Iv = Sv tv
Lei de Kirshcov para um corpo negro
Iv = Bv(t)
Kirhsoff para um corpo esspesso
Sv= Bv jv= av Bv
why espetro de uma estrela rem linhas espetrais
check explicação one
Equilibrio termodinamico means( T=K) numa estrela
Iv= Bv(T) = Sv para espessos
para um equilibrio termodimanoc as colisºoes nao são vitais?
false
As equações de Maxwel, Saha e Bolzman são válidas quando?
Quando a temepratura não vaira em profundidade
Quando é que a temperatura não varia em profundidade?
quando as coliões são muito frquentes e atinge-se , dentro da estrela um equilibrio termico
dizer que as colisõe ssão muito frequentes é o mesmo que dizer que___________?
o livre percurso médio é very very small
A equaçaõ de plank é válida quando________?
a materia e a radiação interagem eficientemente
reagir eficientemnete signifca estar em quelibrio?
true
1/av é?
diatancia apartir da qual uma parte seignificativa da radiaçãoi já foi absorvida
quanto menor for 1/av maior é ?
a eficeincia da interaaação entre a materia e a radiação
A lei de plak é valida para 1/av grande ou pequeno ?
pequeno
Podemos utiliozar euqações de equilibrio termico quando estamos em equilibbrio termico local. isto verifica-se quando as euqações de________________- são vaaalidas
plank
sahha
maxwell boltzman
Equilibro termico local tem que implicações no valor de av e lpm?
av tem de ser muito muito grande de modo a que 1/av seja muito muiot pequeno, e lmp tem de ser muit meuito poequeno, de modo a maximizar as colisºeos para grarantir um equilibrio termico o mais rápido possível
Numa atmosfrera plana as grandezas termodinamicas vao apaenas varirar no _________?
tempo
Numa atmosfera sem curvas podemos escrever :
ds=dz/cos(teta)= dz/u
No centro de uma estrela a profundidade otica é?
máxima
Na superficei de uma estrela a profundodade ótica ?
0
Podmeos dizer que tv aumento ou diminui com a profundodade de uma estrela?
aumenta
check demonstarção 2
do it
0 < u < 1 significa dque p forao vai de dentroppara fora ou fora para dentro
dentro para fora
Concidereando ETL podemos dizer que T depende apenas de ?
tv
Sendo A uma função dependente de u= cos(teta) então
int (A*u) dOMEGA
= 2pi int(A) du from -1 to 1
How to get to : Iv = Bv +udBv/dt
DEMOSNTRAÇÃO 3
no centro uma estral é um black body
true
av= Kontante significa que
estamos a trabalhar uma atmosfer cinzenta
Numa atmosfera cinzenta podemos conciderar que todas as coisas são conatantes em__________?
frequancia
Intencidade média especifica formula?
J= 1/2 * int (I(u) du ) from-1 to 1
check demonstaração 4
f
dP/dtv =
F/c
INT (dF/dt) =
1/2PI
dF/dtv = ?
0
dF/dtv = 0 why?
não existem fonte de energia ao longo da profundidade da estrela
Condiçaõ de equilibrio radiativo
J=S
P(F, tv, c)=?
P= F(tv+2/3)/c
Aproximação de edinton demonstaração e resutado final
Final =
S= 3F/4pi * (tv+2/3)
Função da tempertaura dentro de uma atmosfera cinzenta
demosntração 6
ao valor médio da av chamamos?
valor médo de roseland
ar = ?
x p , opacidade e densidade
absorçaõ de energia num atomo pode ser devido às transições________?
ligado ligado
não ligado ligado
livre livre
av =
n*6 densidade de atomos e secção eficaz total
Lei de kramer
x = p / T^3.5
gráfico log x vs log T
imagem 2
Porque é que logx vs log T é porporcional para baixas temperturas
explicação 2
- -Radiação emitida por corpo negro é pouco energética para baixas tempertara
- Atomos ada materai estáo particularmente estaveis para baixas temperatuas - são mais dificies energéticamente de ionizar
- Materia absorve pouca radiação, porque os atymos nºao absorvem radição - materia é pouco opaca para tempertauraas baixas
Disperção de thomson
a dirpersão de thomson é a dispersão de fotoes por eletores
log x vs log T é conatnte par aelevadas temperatuas bc_________?
explicaçõ3
– para elevadas temperturas esxitem muitos atomo ionizados ou seja existem muitos eletroes livres.
– eletroes livres num dado volume vao interagir com os fotoes da radiação por dispersão de thomson com uma dada secção eficaz
– sendo at = n * 6 e at = xt * p entao :
xt = n * 6 /p. Sendo que para n /p é cosnate para elvadas temperturas e 6 é constante
entao xt é constante
O que é Te?
Tempertaura effetiva Te é a tempertura que ym corpo negro tem de ter de modo a radiar a mesma potência que uma estrela a temperetaura T de raio R
