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RE > REtest part 1´ > Flashcards

REtest part 1´ Flashcards

1
Q

List Dangers of space travel

A 
Microgravidade
Distancia à Terra
Confinamento/Isolamento
Radiação do Espaço 
Ambientes Hóstis
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Q

Principais consequência da radiação do espaço na vida humana

A

Doenças degenerativas de tecidos
Tumores
Capacidades cognitivas
Fatiga/Nauseas

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3
Q

Consequências da RE nos materias

A

Degradação dos materias, e dos componentes eletronicos

Degradação dos alimentos e medicação

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4
Q

Principais origens da radiação

A

Ventos solares
Cosmic rays
Emissões solares

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Q

Describe Ventos solares

A 
-Particles emited:
electroes, protoes, alphas
-Energy:
Low K 
-Stoppability
Easy
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6
Q

DEscribe Cosmic Rays

A 
Origin: Supernovas
Stopability: No
Energy: High K 
Speed: Of light
Types: From H to Fe
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7
Q

Explain Emissões Solares

A

highly acelerated protons, hard to stop.

Might cause particle cascades

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8
Q

Radioresistência dos Astronautas

A 
Seleção artíficial 
Fármacos Radioregistentes
REplace H with deuterio
Terapia Gen+etica
Blindagem específica para RE
Hibernação
Biobanking
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9
Q

UA e Parsec são …

A

unidades de distância

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10
Q

Why is hibernação useful para Radioresistência

A

Slower metablism means higher RE tolerance

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11
Q

Luminosidade de uma estrela é composta por :

A

Luminosidade de origem fotonica
de origem de neutrinos
de variação de massa

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12
Q

Luminosidade com origem fotonica describe

A

emissão de foões por estrelas,
mais intensa
ocorre na fotoesfera

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13
Q

luminiosidade neutrinos

A

supernovas emitem

arrefcimento de estrelas

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14
Q

luminosidade por variação de massa

A

perda de massa de uma estrela emite energia

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15
Q

Tipos de magnitude

A

aparente

absuluta

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16
Q

Magnitude aparente formula

A

m2-m1= 2.5LOG(l1/l2)

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17
Q

Magnitude absuluta fórmula

A

m-M=5log(d/10pc)

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18
Q

Lei de steffan boltzman para uma estrela

A

L=4PiR^2T^4

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19
Q

Lei de Strefan Boltzman tem as seguintez concifderações

A

isotopicamente emitida
homogénia
independente da composição da estrela

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20
Q

Classificação de Magnitudes

A

V-visual
B-blue
U- uv

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21
Q

Considerando que as estrelas são cospos negros então o espetro radiativo destas depende da_____________, e não da ________ e ______________.

A

Temperatura, Forma, Composição

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22
Q

dEvdv =Iv cos (teta) dA dt dOmega dv

A

Ev é a energia emitida segundo uma direção para uma frequência
Iv- intencidade específica

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23
Q

check image one

A

do it

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24
Q

dOmega=

A

dteta dphi sen(teta)

teta (0 a pi)

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25
Q

Fluxo radiativo =

A

dFvdv = dEv dv / dA dt

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26
Q

cos(teta)dAcdt representa um_________

A

volume

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27
Q

Assim
dEv dv /cos(teta)dA cdt =
E isto é?

A

Iv dOmega /c

uma densidade de energia

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28
Q

A pressão numa dada superficie dada pelo campo radiativo é dada pelo:

A

fluxo de momento linaer perpendicular à superfie

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29
Q

O fluxo de moemnto linear perpen á superfie é

A

dEv cos(teta) /dA cdt = Iv cos(teta)^2 dOMEGA /c

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30
Q

Se a radiação é isotópic qual é a relação com Uv e Pv

A

Uv/3 = Pv

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31
Q

No vácuo dIv/ds =?

A

dIv/ds = 0

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32
Q

Se no vácuo dIv/ds =0 nan matéria:

A

dIv/ds = jv-av Iv

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33
Q

jv é?

A

coefiencintde de emissão

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34
Q

jv = 0 meas?

jv dif 0 meas?

A

materia não emite radiação

materai emite readiação

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35
Q

av é?4

A

coeficiente de asorção

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36
Q

se a materia só absorver então Iv =

A

Iv= Iv(so)e^(-integral(av) ds)s to so

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37
Q

Profundiade otica formual

A

dtv = av ds

tv = (integral (av)ds) so to s

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38
Q

se a materia só absorver então Iv = utilizandoprofundidade otica

A

Iv = Iv(so)e^(-tv)

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39
Q

Se tv &laquo_space;1 o ojeto é?

A

oticamente fino-

40
Q

ser oticamente fino é ____________?

A

deixar padsa toda a radaiação sem alteraçã

41
Q

se tv&raquo_space; 1 o objetoo é?

A

oticamente espesso

42
Q

ser oticamente espesso é _______________?

A

não deixar passar radiação nenuma

43
Q

um corpo oticamente espesso tem Iv(s) = 0 ?

A

true

44
Q

um corpo oticamnte fino tem

A

Iv(s) = Iv(so)

45
Q

Whta is the source function formula

A

Sv = jv/av

46
Q

Check demosntarção da equação gerald a trasnfrencia radiativa

A

demosntartion one!

47
Q

Para um obejto oticamnte espessso e Iv(0)= 0 Iv=?

A

Sv

48
Q

Para um obejto oticamnte fino e Iv(0)= 0 Iv=?

A

Iv = Sv tv

49
Q

Lei de Kirshcov para um corpo negro

A

Iv = Bv(t)

50
Q

Kirhsoff para um corpo esspesso

A 
Sv= Bv
jv= av Bv
51
Q

why espetro de uma estrela rem linhas espetrais

A

check explicação one

52
Q

Equilibrio termodinamico means( T=K) numa estrela

A

Iv= Bv(T) = Sv para espessos

53
Q

para um equilibrio termodimanoc as colisºoes nao são vitais?

A

false

54
Q

As equações de Maxwel, Saha e Bolzman são válidas quando?

A

Quando a temepratura não vaira em profundidade

55
Q

Quando é que a temperatura não varia em profundidade?

A

quando as coliões são muito frquentes e atinge-se , dentro da estrela um equilibrio termico

56
Q

dizer que as colisõe ssão muito frequentes é o mesmo que dizer que___________?

A

o livre percurso médio é very very small

57
Q

A equaçaõ de plank é válida quando________?

A

a materia e a radiação interagem eficientemente

58
Q

reagir eficientemnete signifca estar em quelibrio?

A

true

59
Q

1/av é?

A

diatancia apartir da qual uma parte seignificativa da radiaçãoi já foi absorvida

60
Q

quanto menor for 1/av maior é ?

A

a eficeincia da interaaação entre a materia e a radiação

61
Q

A lei de plak é valida para 1/av grande ou pequeno ?

A

pequeno

62
Q

Podemos utiliozar euqações de equilibrio termico quando estamos em equilibbrio termico local. isto verifica-se quando as euqações de________________- são vaaalidas

A

plank
sahha
maxwell boltzman

63
Q

Equilibro termico local tem que implicações no valor de av e lpm?

A

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

64
Q

Numa atmosfrera plana as grandezas termodinamicas vao apaenas varirar no _________?

A

tempo

65
Q

Numa atmosfera sem curvas podemos escrever :

A

ds=dz/cos(teta)= dz/u

66
Q

No centro de uma estrela a profundidade otica é?

A

máxima

67
Q

Na superficei de uma estrela a profundodade ótica ?

A

0

68
Q

Podmeos dizer que tv aumento ou diminui com a profundodade de uma estrela?

A

aumenta

69
Q

check demonstarção 2

A

do it

70
Q

0 < u < 1 significa dque p forao vai de dentroppara fora ou fora para dentro

A

dentro para fora

71
Q

Concidereando ETL podemos dizer que T depende apenas de ?

A

tv

72
Q

Sendo A uma função dependente de u= cos(teta) então

int (A*u) dOMEGA

A

= 2pi int(A) du from -1 to 1

73
Q

How to get to : Iv = Bv +udBv/dt

A

DEMOSNTRAÇÃO 3

74
Q

no centro uma estral é um black body

A

true

75
Q

av= Kontante significa que

A

estamos a trabalhar uma atmosfer cinzenta

76
Q

Numa atmosfera cinzenta podemos conciderar que todas as coisas são conatantes em__________?

A

frequancia

77
Q

Intencidade média especifica formula?

A

J= 1/2 * int (I(u) du ) from-1 to 1

78
Q

check demonstaração 4

A

f

79
Q

dP/dtv =

A

F/c

80
Q

INT (dF/dt) =

A

1/2PI

81
Q

dF/dtv = ?

A

0

82
Q

dF/dtv = 0 why?

A

não existem fonte de energia ao longo da profundidade da estrela

83
Q

Condiçaõ de equilibrio radiativo

A

J=S

84
Q

P(F, tv, c)=?

A

P= F(tv+2/3)/c

85
Q

Aproximação de edinton demonstaração e resutado final

A

Final =

S= 3F/4pi * (tv+2/3)

86
Q

Função da tempertaura dentro de uma atmosfera cinzenta

A

demosntração 6

87
Q

ao valor médio da av chamamos?

A

valor médo de roseland

88
Q

ar = ?

A

x p , opacidade e densidade

89
Q

absorçaõ de energia num atomo pode ser devido às transições________?

A

ligado ligado
não ligado ligado
livre livre

90
Q

av =

A

n*6 densidade de atomos e secção eficaz total

91
Q

Lei de kramer

A

x = p / T^3.5

92
Q

gráfico log x vs log T

A

imagem 2

93
Q

Porque é que logx vs log T é porporcional para baixas temperturas

A

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
94
Q

Disperção de thomson

A

a dirpersão de thomson é a dispersão de fotoes por eletores

95
Q

log x vs log T é conatnte par aelevadas temperatuas bc_________?

A

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

96
Q

O que é Te?

A

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

RE (2 decks)

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