H11 – Astrofysica
11.1 Straling van sterren
elektromagnetisch spectrum
Alles wat we weten van sterren is gebaseerd op het licht dat deze sterren
uitzenden. Sommige soorten straling kun je niet zien, zoals uv-straling. Zichtbaar
licht en uv-straling behoren tot het elektromagnetisch spectrum. Het
elektromagnetisch spectrum bestaat uit zes gebieden:
- Radiogolven
- Infraroodstraling
- Zichtbaar licht
- Ultravioletstraling (uv-straling)
- Röntgenstraling
- Gammastraling
Al deze soorten stralingen planten zich voort met de lichtsnelheid, vandaar de
formule:
c=f ⋅ λ
kwadratenwet
De straling van sterren verspreidt zich in alle richtingen. De hoeveelheid energie
per tijdseenheid noem je het stralingsvermogen (Pbron). Hoe verder je van deze
lichtbron afstaat hoe meer oppervlak het licht kan opvangen. Je noemt dit ook
wel de kwadratenwet (als de afstand van de planeet tot de ster 4x zo groot is
dan is de oppervlakte 16 x zo groot).
Pbron
I=
4Πr²
r = straal van aarde tot ster
De gemiddelde intensiteit die vanaf de zon de aarde bereikt noem je de
zonneconstante (W/m²)
, eenheden in de astrofysica
AE = astronomische eenheid → afstand van midden zon tot midden aarde. (tabel
5)
Lichtjaar = afstand die licht aflegt in één jaar, dat is dus c keer aantal seconden
in een jaar. (tabel 5)
Zonmassa = massa van de zon. (tabel 32)
verschuivingswet van Wien
De straling die een ster uitzendt kun je weergeven in een stralingsspectrum. Je ziet
een piek in het stralingsspectrum van de zon bij 500 nm. Per ster verschilt het
weer bij welke golflengte de hoogste intensiteit hoort. Waar die piek komt wordt
bepaald door het oppervlak en de temperatuur van de ster. Je noemt zo'n grafiek
ook wel een Planck Kromme. Al deze grafieken kun je vinden in Binas tabel 22.
De golflengte van het stralings maximum in de planck kromme is omgekeerd
evenredig met de absolute temperatuur. Dit noem je de wet van Wien:
kw
λ max=
T
kw = constante van Wien (tabel 7a)
T = absolute temperatuur (K)
wet van Stefan-Boltzmann
De warmte en het oppervlak van een ster bepalen niet alleen de kleur licht die de
ster uitzendt maar ook de hoeveelheid stralingsenergie die het licht per
tijdseenheid uitzendt. Dit verband wordt ook wel de wet van Stefan-Boltzmann
genoemd:
Pbron=σ ⋅ A ⋅ T ⁴
σ = constante van stefan-Boltzmann
A = oppervlakte (m2) → 4 Π r ²
T = absolute temperatuur (K)
11.1 Straling van sterren
elektromagnetisch spectrum
Alles wat we weten van sterren is gebaseerd op het licht dat deze sterren
uitzenden. Sommige soorten straling kun je niet zien, zoals uv-straling. Zichtbaar
licht en uv-straling behoren tot het elektromagnetisch spectrum. Het
elektromagnetisch spectrum bestaat uit zes gebieden:
- Radiogolven
- Infraroodstraling
- Zichtbaar licht
- Ultravioletstraling (uv-straling)
- Röntgenstraling
- Gammastraling
Al deze soorten stralingen planten zich voort met de lichtsnelheid, vandaar de
formule:
c=f ⋅ λ
kwadratenwet
De straling van sterren verspreidt zich in alle richtingen. De hoeveelheid energie
per tijdseenheid noem je het stralingsvermogen (Pbron). Hoe verder je van deze
lichtbron afstaat hoe meer oppervlak het licht kan opvangen. Je noemt dit ook
wel de kwadratenwet (als de afstand van de planeet tot de ster 4x zo groot is
dan is de oppervlakte 16 x zo groot).
Pbron
I=
4Πr²
r = straal van aarde tot ster
De gemiddelde intensiteit die vanaf de zon de aarde bereikt noem je de
zonneconstante (W/m²)
, eenheden in de astrofysica
AE = astronomische eenheid → afstand van midden zon tot midden aarde. (tabel
5)
Lichtjaar = afstand die licht aflegt in één jaar, dat is dus c keer aantal seconden
in een jaar. (tabel 5)
Zonmassa = massa van de zon. (tabel 32)
verschuivingswet van Wien
De straling die een ster uitzendt kun je weergeven in een stralingsspectrum. Je ziet
een piek in het stralingsspectrum van de zon bij 500 nm. Per ster verschilt het
weer bij welke golflengte de hoogste intensiteit hoort. Waar die piek komt wordt
bepaald door het oppervlak en de temperatuur van de ster. Je noemt zo'n grafiek
ook wel een Planck Kromme. Al deze grafieken kun je vinden in Binas tabel 22.
De golflengte van het stralings maximum in de planck kromme is omgekeerd
evenredig met de absolute temperatuur. Dit noem je de wet van Wien:
kw
λ max=
T
kw = constante van Wien (tabel 7a)
T = absolute temperatuur (K)
wet van Stefan-Boltzmann
De warmte en het oppervlak van een ster bepalen niet alleen de kleur licht die de
ster uitzendt maar ook de hoeveelheid stralingsenergie die het licht per
tijdseenheid uitzendt. Dit verband wordt ook wel de wet van Stefan-Boltzmann
genoemd:
Pbron=σ ⋅ A ⋅ T ⁴
σ = constante van stefan-Boltzmann
A = oppervlakte (m2) → 4 Π r ²
T = absolute temperatuur (K)
