Natuurkunde samenvatting hoofdstuk 13 – Zonnestelsel en heelal
Paragraaf 13.1 introductie
Astrofysica is het onderzoeksgebied dat zich bezig houd met het ontstaan van het
heelal en welke ontwikkeling ze doormaken. Daarnaast bekijken ze de eigenschappen
van objecten in het heelal.
Het elektromagnetisch spectrum bestaat onder andere uit röntgen- en
gammastraling en uit radiogolven.
Voor het ene deel van het elektromagnetisch spectrum staat de naam straling, en
voor het andere deel wordt de naam golf gebruikt. Dit verschil is ontstaan in de tijd
dat men dacht dat het twee verschillende soorten verschijnselen waren.
Het elektromagnetisch spectrum bestaat in volgorde van toenemende golflengte λ
uit gammastraling, röntgenstraling, ultravioletstraling, zichtbaar licht,
infraroodstraling, microgolven en radiogolven.
Voor het verband tussen de golflengte λ en de frequentie f van elektromagnetische
straling geldt: λ x f = c. Hierin is c de lichtsnelheid.
Elektromagnetische straling is energie die als fotonen (golfdeeltjes) met de
lichtsnelheid worden overgebracht. De fotonenergie Ef hangt af van de frequentie f
van de straling: Ef = f x h. Hierin is h de constante van Planck.
Paragraaf 13.2 oppervlakte temperatuur van sterren
De zon zendt niet alleen licht uit, maar ook andere soorten elektromagnetische
straling zoals ultravioletstraling en infraroodstraling. Deze straling wordt uitgezonden
door de buitenste laag van de zon: de fotosfeer.
Ongeveer de helft van de stralingsenergie van de zon bestaat uit zichtbaar licht. De
andere helft bestaat vooral uit infraroodstraling (of warmtestraling) en voor een
klein deel uit ultravioletstraling.
Een deel van de straling van de zon wordt geabsorbeerd in de atmosfeer van de
aarde.
Het emissiespectrum van de zon is een continu spectrum, waarin de verschillende
kleuren licht vloeiend in elkaar overlopen. In dit spectrum is vervolgens per
golflengte-interval de stralingsintensiteit gemeten, dat is de energie die per seconde
per m2 een loodrecht oppervlak treft.
,Voor het maken van dat
spectrum diagram is het
zonlicht dat door een optisch
telescoop is opgevangen
eerst door een prisma of
tralie uiteengerafeld.
Uit zo’n diagram kan je de
stralingsintensiteit aflezen.
De golflengte van de zon
(500 nm) voor de maximale
intensiteit is anders dan bij sterren, daar kan de golflengte groter of kleiner zijn. Die
sterren hebben een ander oppervlaktetemperatuur dan de zon.
Hoe hoger de oppervlaktetemperatuur van een ster is, des te kleiner is de golflengte
waarbij de gemeten stralingsintensiteit maximaal is.
Sterren zoals de zon stralen zichtbaar licht uit, doordat de temperatuur hoog genoeg
is. De temperatuur van de buitenste laag van een ster is de oppervlaktetemperatuur
Teff. Voor de zon is dat ongeveer 5800 K.
Het binnenste van de zon heeft volgens theoretische modellen een temperatuur van
enkele miljoenen Kelvin. De straling uit het binnenste van de zon wordt echter
geabsorbeerd door de buitenste lagen van de zon, die een veel lagere temperatuur
hebben.
Stralingsintensiteit meten:
Een van de technieken voor het meten van de stralingsintensiteit is het ‘aftasten’ van
het spectrum met een dunne, zwarte metaaldraad. Door absorptie van
stralingsenergie stijgt deze draad in temperatuur, waardoor de weerstand van de
draad verandert. Die verandering van de draadweerstand is te meten, en is een maat
voor de intensiteit van de invallende straling.
Jonge sterren hebben een lagere temperatuur dan sterren zoals de zon. Ze stralen
vooral in het infrarood.
Nog koudere objecten in de ruimte zijn onzichtbaar voor optische telescopen, maar
zenden wel infraroodstraling en radiogolven uit.
De atmosfeer van de aarde laat vooral zichtbaar licht door en radiogolven met
golflengtes tussen de 10 cm en 10 m. Andere soorten straling worden grotendeels
geabsorbeerd.
, Voor metingen aan infraroodstraling wordt gebruikt gemaakt van een
infraroodtelescoop op grote hoogte. Een andere mogelijkheid is het gebruiken van
een ruimtetelescoop in een satelliet.
Radiobronnen in de ruimte:
De eerste radiobron in het heelal werd bij toeval ontdekt in het begin van de jaren 30
door een ingenieur die de storing door ruis op trans-Atlantische radio-uitzending
onderzocht. Bij dat onderzoek ontdekte hij een onbekende storingsbron waar van met
een vaste periode radiostraling werd ontvangen. Die periode past precies bij de tijd
waarin de sterrenhemel, gezien vanaf de aarde, ronddraait. Die radiostraling moet
van een object uit de ruimte komen, van de pulsars.
Een pulsar is het eindstadium van een ster met een massa die ongeveer tien keer zo
groot is als de massa van de zon.
Aan het einde van zijn ‘leven’ explodeert een dergelijke ster: een supernova. Na deze
explosie blijft een neutronster over: een ster die alleen uit neutronen bestaat.
Doordat de atmosfeer van de aarde radiogolven in een groot golflengtegebied
doorlaat, zijn metingen aan deze stralingen met een radiotelescoop op zeeniveau uit
te voeren.
Om nauwkeurig metingen van de positie van radiobronnen in het heelal te kunnen
doen, moet een radiotelescoop een grote diameter hebben. In de radioastrologie
wordt daarom vaak gebruik gemaakt van een aantal gekoppelde telescopen op een rij
of op verschillende locaties. Met computers woeden de signalen van de verschillende
telescopen dan gecombineerd.
Melkwegstelsel:
Een groot deel van het Melkwegstelsel, het sterrenstelsel waarin de zon een van de
ongeveer honderd miljard sterren is, bestaat uit onzichtbaar materiaal.
Dat materiaal absorbeert het licht, maar laat wel infraroodstraling en radiogolven
door.
Hierdoor blijft een groot deel van het Melkwegstelsel voor optische telescopen
onzichtbaar, maar dat geldt niet voor telescopen voor infraroodstraling en
radiogolven. Met die waarnemingen is het Melkwegstelsel geconstrueerd.
Supernova:
Een plotseling helder opvlammende ster is een supernova. Zo’n supernova is een
explosie van een zware ster die aan het einde van zijn levensduur is aangekomen. Als
de ‘brandstof’ (waterstof en helium) voor kernfusie in een zware ster is opgeraakt,
stort hij door de gravitatie in elkaar.
Daarbij komt zo veel energie vrij dat de ster vervolgens explodeert. De restanten van
deze explosie zijn zichtbaar als de Krabnevel, met in het midden van de nevel een
pulsar (of neutronenster) als overblijfsel van de oorspronkelijke ster.
De temperatuur van het materiaal in een supernovarest als de Krabnevel is heel laag.
Paragraaf 13.1 introductie
Astrofysica is het onderzoeksgebied dat zich bezig houd met het ontstaan van het
heelal en welke ontwikkeling ze doormaken. Daarnaast bekijken ze de eigenschappen
van objecten in het heelal.
Het elektromagnetisch spectrum bestaat onder andere uit röntgen- en
gammastraling en uit radiogolven.
Voor het ene deel van het elektromagnetisch spectrum staat de naam straling, en
voor het andere deel wordt de naam golf gebruikt. Dit verschil is ontstaan in de tijd
dat men dacht dat het twee verschillende soorten verschijnselen waren.
Het elektromagnetisch spectrum bestaat in volgorde van toenemende golflengte λ
uit gammastraling, röntgenstraling, ultravioletstraling, zichtbaar licht,
infraroodstraling, microgolven en radiogolven.
Voor het verband tussen de golflengte λ en de frequentie f van elektromagnetische
straling geldt: λ x f = c. Hierin is c de lichtsnelheid.
Elektromagnetische straling is energie die als fotonen (golfdeeltjes) met de
lichtsnelheid worden overgebracht. De fotonenergie Ef hangt af van de frequentie f
van de straling: Ef = f x h. Hierin is h de constante van Planck.
Paragraaf 13.2 oppervlakte temperatuur van sterren
De zon zendt niet alleen licht uit, maar ook andere soorten elektromagnetische
straling zoals ultravioletstraling en infraroodstraling. Deze straling wordt uitgezonden
door de buitenste laag van de zon: de fotosfeer.
Ongeveer de helft van de stralingsenergie van de zon bestaat uit zichtbaar licht. De
andere helft bestaat vooral uit infraroodstraling (of warmtestraling) en voor een
klein deel uit ultravioletstraling.
Een deel van de straling van de zon wordt geabsorbeerd in de atmosfeer van de
aarde.
Het emissiespectrum van de zon is een continu spectrum, waarin de verschillende
kleuren licht vloeiend in elkaar overlopen. In dit spectrum is vervolgens per
golflengte-interval de stralingsintensiteit gemeten, dat is de energie die per seconde
per m2 een loodrecht oppervlak treft.
,Voor het maken van dat
spectrum diagram is het
zonlicht dat door een optisch
telescoop is opgevangen
eerst door een prisma of
tralie uiteengerafeld.
Uit zo’n diagram kan je de
stralingsintensiteit aflezen.
De golflengte van de zon
(500 nm) voor de maximale
intensiteit is anders dan bij sterren, daar kan de golflengte groter of kleiner zijn. Die
sterren hebben een ander oppervlaktetemperatuur dan de zon.
Hoe hoger de oppervlaktetemperatuur van een ster is, des te kleiner is de golflengte
waarbij de gemeten stralingsintensiteit maximaal is.
Sterren zoals de zon stralen zichtbaar licht uit, doordat de temperatuur hoog genoeg
is. De temperatuur van de buitenste laag van een ster is de oppervlaktetemperatuur
Teff. Voor de zon is dat ongeveer 5800 K.
Het binnenste van de zon heeft volgens theoretische modellen een temperatuur van
enkele miljoenen Kelvin. De straling uit het binnenste van de zon wordt echter
geabsorbeerd door de buitenste lagen van de zon, die een veel lagere temperatuur
hebben.
Stralingsintensiteit meten:
Een van de technieken voor het meten van de stralingsintensiteit is het ‘aftasten’ van
het spectrum met een dunne, zwarte metaaldraad. Door absorptie van
stralingsenergie stijgt deze draad in temperatuur, waardoor de weerstand van de
draad verandert. Die verandering van de draadweerstand is te meten, en is een maat
voor de intensiteit van de invallende straling.
Jonge sterren hebben een lagere temperatuur dan sterren zoals de zon. Ze stralen
vooral in het infrarood.
Nog koudere objecten in de ruimte zijn onzichtbaar voor optische telescopen, maar
zenden wel infraroodstraling en radiogolven uit.
De atmosfeer van de aarde laat vooral zichtbaar licht door en radiogolven met
golflengtes tussen de 10 cm en 10 m. Andere soorten straling worden grotendeels
geabsorbeerd.
, Voor metingen aan infraroodstraling wordt gebruikt gemaakt van een
infraroodtelescoop op grote hoogte. Een andere mogelijkheid is het gebruiken van
een ruimtetelescoop in een satelliet.
Radiobronnen in de ruimte:
De eerste radiobron in het heelal werd bij toeval ontdekt in het begin van de jaren 30
door een ingenieur die de storing door ruis op trans-Atlantische radio-uitzending
onderzocht. Bij dat onderzoek ontdekte hij een onbekende storingsbron waar van met
een vaste periode radiostraling werd ontvangen. Die periode past precies bij de tijd
waarin de sterrenhemel, gezien vanaf de aarde, ronddraait. Die radiostraling moet
van een object uit de ruimte komen, van de pulsars.
Een pulsar is het eindstadium van een ster met een massa die ongeveer tien keer zo
groot is als de massa van de zon.
Aan het einde van zijn ‘leven’ explodeert een dergelijke ster: een supernova. Na deze
explosie blijft een neutronster over: een ster die alleen uit neutronen bestaat.
Doordat de atmosfeer van de aarde radiogolven in een groot golflengtegebied
doorlaat, zijn metingen aan deze stralingen met een radiotelescoop op zeeniveau uit
te voeren.
Om nauwkeurig metingen van de positie van radiobronnen in het heelal te kunnen
doen, moet een radiotelescoop een grote diameter hebben. In de radioastrologie
wordt daarom vaak gebruik gemaakt van een aantal gekoppelde telescopen op een rij
of op verschillende locaties. Met computers woeden de signalen van de verschillende
telescopen dan gecombineerd.
Melkwegstelsel:
Een groot deel van het Melkwegstelsel, het sterrenstelsel waarin de zon een van de
ongeveer honderd miljard sterren is, bestaat uit onzichtbaar materiaal.
Dat materiaal absorbeert het licht, maar laat wel infraroodstraling en radiogolven
door.
Hierdoor blijft een groot deel van het Melkwegstelsel voor optische telescopen
onzichtbaar, maar dat geldt niet voor telescopen voor infraroodstraling en
radiogolven. Met die waarnemingen is het Melkwegstelsel geconstrueerd.
Supernova:
Een plotseling helder opvlammende ster is een supernova. Zo’n supernova is een
explosie van een zware ster die aan het einde van zijn levensduur is aangekomen. Als
de ‘brandstof’ (waterstof en helium) voor kernfusie in een zware ster is opgeraakt,
stort hij door de gravitatie in elkaar.
Daarbij komt zo veel energie vrij dat de ster vervolgens explodeert. De restanten van
deze explosie zijn zichtbaar als de Krabnevel, met in het midden van de nevel een
pulsar (of neutronenster) als overblijfsel van de oorspronkelijke ster.
De temperatuur van het materiaal in een supernovarest als de Krabnevel is heel laag.
