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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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2
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
Fluxo radiativo =
dFvdv = dEv dv / dA dt
26
cos(teta)dAcdt representa um_________
volume
27
Assim dEv dv /cos(teta)dA cdt = E isto é?
Iv dOmega /c uma densidade de energia
28
A pressão numa dada superficie dada pelo campo radiativo é dada pelo:
fluxo de momento linaer perpendicular à superfie
29
O fluxo de moemnto linear perpen á superfie é
dEv cos(teta) /dA cdt = Iv cos(teta)^2 dOMEGA /c
30
Se a radiação é isotópic qual é a relação com Uv e Pv
Uv/3 = Pv
31
No vácuo dIv/ds =?
dIv/ds = 0
32
Se no vácuo dIv/ds =0 nan matéria:
dIv/ds = jv-av Iv
33
jv é?
coefiencintde de emissão
34
jv = 0 meas? | jv dif 0 meas?
materia não emite radiação | materai emite readiação
35
av é?4
coeficiente de asorção
36
se a materia só absorver então Iv =
Iv= Iv(so)e^(-integral(av) ds)s to so
37
Profundiade otica formual
dtv = av ds tv = (integral (av)ds) so to s
38
se a materia só absorver então Iv = utilizandoprofundidade otica
Iv = Iv(so)e^(-tv)
39
Se tv << 1 o ojeto é?
oticamente fino-
40
ser oticamente fino é ____________?
deixar padsa toda a radaiação sem alteraçã
41
se tv >> 1 o objetoo é?
oticamente espesso
42
ser oticamente espesso é _______________?
não deixar passar radiação nenuma
43
um corpo oticamente espesso tem Iv(s) = 0 ?
true
44
um corpo oticamnte fino tem
Iv(s) = Iv(so)
45
Whta is the source function formula
Sv = jv/av
46
Check demosntarção da equação gerald a trasnfrencia radiativa
demosntartion one!
47
Para um obejto oticamnte espessso e Iv(0)= 0 Iv=?
Sv
48
Para um obejto oticamnte fino e Iv(0)= 0 Iv=?
Iv = Sv tv
49
Lei de Kirshcov para um corpo negro
Iv = Bv(t)
50
Kirhsoff para um corpo esspesso
``` Sv= Bv jv= av Bv ```
51
why espetro de uma estrela rem linhas espetrais
check explicação one
52
Equilibrio termodinamico means( T=K) numa estrela
Iv= Bv(T) = Sv para espessos
53
para um equilibrio termodimanoc as colisºoes nao são vitais?
false
54
As equações de Maxwel, Saha e Bolzman são válidas quando?
Quando a temepratura não vaira em profundidade
55
Quando é que a temperatura não varia em profundidade?
quando as coliões são muito frquentes e atinge-se , dentro da estrela um equilibrio termico
56
dizer que as colisõe ssão muito frequentes é o mesmo que dizer que___________?
o livre percurso médio é very very small
57
A equaçaõ de plank é válida quando________?
a materia e a radiação interagem eficientemente
58
reagir eficientemnete signifca estar em quelibrio?
true
59
1/av é?
diatancia apartir da qual uma parte seignificativa da radiaçãoi já foi absorvida
60
quanto menor for 1/av maior é ?
a eficeincia da interaaação entre a materia e a radiação
61
A lei de plak é valida para 1/av grande ou pequeno ?
pequeno
62
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
63
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
64
Numa atmosfrera plana as grandezas termodinamicas vao apaenas varirar no _________?
tempo
65
Numa atmosfera sem curvas podemos escrever :
ds=dz/cos(teta)= dz/u
66
No centro de uma estrela a profundidade otica é?
máxima
67
Na superficei de uma estrela a profundodade ótica ?
0
68
Podmeos dizer que tv aumento ou diminui com a profundodade de uma estrela?
aumenta
69
check demonstarção 2
do it
70
0 < u < 1 significa dque p forao vai de dentroppara fora ou fora para dentro
dentro para fora
71
Concidereando ETL podemos dizer que T depende apenas de ?
tv
72
Sendo A uma função dependente de u= cos(teta) então int (A*u) dOMEGA
= 2pi int(A) du from -1 to 1
73
How to get to : Iv = Bv +udBv/dt
DEMOSNTRAÇÃO 3
74
no centro uma estral é um black body
true
75
av= Kontante significa que
estamos a trabalhar uma atmosfer cinzenta
76
Numa atmosfera cinzenta podemos conciderar que todas as coisas são conatantes em__________?
frequancia
77
Intencidade média especifica formula?
J= 1/2 * int (I(u) du ) from-1 to 1
78
check demonstaração 4
f
79
dP/dtv =
F/c
80
INT (dF/dt) =
1/2PI
81
dF/dtv = ?
0
82
dF/dtv = 0 why?
não existem fonte de energia ao longo da profundidade da estrela
83
Condiçaõ de equilibrio radiativo
J=S
84
P(F, tv, c)=?
P= F(tv+2/3)/c
85
Aproximação de edinton demonstaração e resutado final
Final = | S= 3F/4pi * (tv+2/3)
86
Função da tempertaura dentro de uma atmosfera cinzenta
demosntração 6
87
ao valor médio da av chamamos?
valor médo de roseland
88
ar = ?
x p , opacidade e densidade
89
absorçaõ de energia num atomo pode ser devido às transições________?
ligado ligado não ligado ligado livre livre
90
av =
n*6 densidade de atomos e secção eficaz total
91
Lei de kramer
x = p / T^3.5
92
gráfico log x vs log T
imagem 2
93
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
94
Disperção de thomson
a dirpersão de thomson é a dispersão de fotoes por eletores
95
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
96
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

RE (2 decks)

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