Natuurkunde hoofdstuk 13: Zonnestelsel & heelal
o §13.1: Introductie
Alle hemellichamen & exoplaneten (planeten rond andere sterren dan de zon) zenden
straling uit. Op de aarde ontvangen wij al deze soorten straling uit alle delen van het
elektromagnetisch spectrum.
Herhaling van de theorie van elektromagnetische straling die in dit hoofdstuk belangrijk is:
Het elektromagnetisch spectrum bestaat uit gammastraling, röntgenstraling,
ultravioletstraling, zichtbaar licht, infraroodstraling, microgolven & radiogolven.
(deze volgorde is op toenemende golflengte)
De formule:
λ x f =c
λ: golflengte in m
f: frequentie in Hz
c: lichtsnelheid in m/s
Elektromagnetische straling= energie die als fotonen met de lichtsnelheid wordt
overgebracht.
De formule:
Ef =h x f
Ef: fotonenergie in
f: frequentie in Hz
h: constante van Planck (6,626 x 10−34 J x s)
o §13.2: Oppervlaktetemperatuur van sterren
De straling van de zon bestaat voor ongeveer de helft uit zichtbaar licht, ongeveer de helft
uit infraroodstraling & een klein gedeelte uit ultravioletstraling. Al deze straling wordt
uitgezonden door de buitenste laag van de zon, de fotosfeer. Een deel van de uitgezonden
straling wordt geabsorbeerd door de atmosfeer.
Als zonlicht opgevangen wordt door een optische telescoop, kan het door een prisma of
tralie uiteengerafeld worden tot het emissiespectrum. Van de zon is dit een continu
spectrum en ziet er als volgt uit:
Vervolgens wordt de stralingsintensiteit gemeten, dit is de energie die per seconde per m2
een loodrecht oppervlak treft. De grafiek die deze stralingsintensiteit per golflengte-interval
weergeeft is de stralingskromme:
, Stralingsmaximum= maximale stralingsintensiteit. Deze verschilt per ster en ligt ook bij
andere golflengtes.
Stralingsintensiteit is gelijk aan de oppervlakte onder de stralingskromme.
In de buurt van de aarde heet de stralingsintensiteit de zonneconstante (1,37 x 10−3W/m2).
De zonneconstante geeft dus aan hoeveel energie er per seconde straalt door een
oppervlakte van 1 m2, buiten de atmosfeer en loodrecht op de invallende zonnestralen.
De oppervlaktetemperatuur (T) van een ster is te bepalen door golflengte van het
stralingsmaximum.
De wet van Wien:
λmax x T =kw
λmax: golflengte van het maximum van de stralingskromme in m
T: de oppervlaktetemperatuur in K
kw: constante van Wien in m x K (2,898 x 10−3 )
De fotosfeer heeft de laagste oppervlaktetemperatuur van de zon en absorbeert daarom de
straling uit het hetere diepere deel van de zon, maar zendt ook zelf straling uit.
De atmosfeer van de zon laat zichtbaar licht en radiogolven tussen ongeveer 10 cm en 10 m
redelijk goed door. Metingen met de optische telescoop en radiotelescoop zijn dus uit te
voeren op zeeniveau. Andere soorten straling die wel geabsorbeerd worden door de
atmosfeer kunnen beter gemeten worden door ruimtetelescopen in satellieten.
Zeer hete sterren en gaswolken zenden ook ultravioletstraling & röntgenstraling uit. Ook kan
er bij krachtige explosies gammastraling uit worden gezonden. Al deze straling wordt
geabsorbeerd door de atmosfeer en kan dus alleen met satellieten worden waargenomen.
Fotonen= lichtpakketjes met een bepaalde hoeveelheid elektromagnetische energie die zich
met de lichtsnelheid verplaatst.
Zowel de fotonenergie & de golflengte van de straling kunnen aangeven om welke
elektromagnetische straling het gaat.
Een heet voorwerp zendt licht uit. Zodra de temperatuur van het voorwerp hoger wordt, zal
het voorwerp meer stralingsenergie uitzenden maar ook verandert de kleur.
Hoe hoger de temperatuur van de ster, hoe blauwer het is.
Hoe lager de temperatuur van de ster, hoe roder het is.
Planckkromme= theoretische stralingskromme die met een formule te beschrijven is. Deze
kromme bevat de stralingskromme voor verschillende voorwerpen met verschillende
oppervlaktetemperaturen.
o §13.1: Introductie
Alle hemellichamen & exoplaneten (planeten rond andere sterren dan de zon) zenden
straling uit. Op de aarde ontvangen wij al deze soorten straling uit alle delen van het
elektromagnetisch spectrum.
Herhaling van de theorie van elektromagnetische straling die in dit hoofdstuk belangrijk is:
Het elektromagnetisch spectrum bestaat uit gammastraling, röntgenstraling,
ultravioletstraling, zichtbaar licht, infraroodstraling, microgolven & radiogolven.
(deze volgorde is op toenemende golflengte)
De formule:
λ x f =c
λ: golflengte in m
f: frequentie in Hz
c: lichtsnelheid in m/s
Elektromagnetische straling= energie die als fotonen met de lichtsnelheid wordt
overgebracht.
De formule:
Ef =h x f
Ef: fotonenergie in
f: frequentie in Hz
h: constante van Planck (6,626 x 10−34 J x s)
o §13.2: Oppervlaktetemperatuur van sterren
De straling van de zon bestaat voor ongeveer de helft uit zichtbaar licht, ongeveer de helft
uit infraroodstraling & een klein gedeelte uit ultravioletstraling. Al deze straling wordt
uitgezonden door de buitenste laag van de zon, de fotosfeer. Een deel van de uitgezonden
straling wordt geabsorbeerd door de atmosfeer.
Als zonlicht opgevangen wordt door een optische telescoop, kan het door een prisma of
tralie uiteengerafeld worden tot het emissiespectrum. Van de zon is dit een continu
spectrum en ziet er als volgt uit:
Vervolgens wordt de stralingsintensiteit gemeten, dit is de energie die per seconde per m2
een loodrecht oppervlak treft. De grafiek die deze stralingsintensiteit per golflengte-interval
weergeeft is de stralingskromme:
, Stralingsmaximum= maximale stralingsintensiteit. Deze verschilt per ster en ligt ook bij
andere golflengtes.
Stralingsintensiteit is gelijk aan de oppervlakte onder de stralingskromme.
In de buurt van de aarde heet de stralingsintensiteit de zonneconstante (1,37 x 10−3W/m2).
De zonneconstante geeft dus aan hoeveel energie er per seconde straalt door een
oppervlakte van 1 m2, buiten de atmosfeer en loodrecht op de invallende zonnestralen.
De oppervlaktetemperatuur (T) van een ster is te bepalen door golflengte van het
stralingsmaximum.
De wet van Wien:
λmax x T =kw
λmax: golflengte van het maximum van de stralingskromme in m
T: de oppervlaktetemperatuur in K
kw: constante van Wien in m x K (2,898 x 10−3 )
De fotosfeer heeft de laagste oppervlaktetemperatuur van de zon en absorbeert daarom de
straling uit het hetere diepere deel van de zon, maar zendt ook zelf straling uit.
De atmosfeer van de zon laat zichtbaar licht en radiogolven tussen ongeveer 10 cm en 10 m
redelijk goed door. Metingen met de optische telescoop en radiotelescoop zijn dus uit te
voeren op zeeniveau. Andere soorten straling die wel geabsorbeerd worden door de
atmosfeer kunnen beter gemeten worden door ruimtetelescopen in satellieten.
Zeer hete sterren en gaswolken zenden ook ultravioletstraling & röntgenstraling uit. Ook kan
er bij krachtige explosies gammastraling uit worden gezonden. Al deze straling wordt
geabsorbeerd door de atmosfeer en kan dus alleen met satellieten worden waargenomen.
Fotonen= lichtpakketjes met een bepaalde hoeveelheid elektromagnetische energie die zich
met de lichtsnelheid verplaatst.
Zowel de fotonenergie & de golflengte van de straling kunnen aangeven om welke
elektromagnetische straling het gaat.
Een heet voorwerp zendt licht uit. Zodra de temperatuur van het voorwerp hoger wordt, zal
het voorwerp meer stralingsenergie uitzenden maar ook verandert de kleur.
Hoe hoger de temperatuur van de ster, hoe blauwer het is.
Hoe lager de temperatuur van de ster, hoe roder het is.
Planckkromme= theoretische stralingskromme die met een formule te beschrijven is. Deze
kromme bevat de stralingskromme voor verschillende voorwerpen met verschillende
oppervlaktetemperaturen.
