Dit hoofdstuk gaat over de uitgezonden straling van sterren + sterrenstelsels in
het heelal + hoe je daaruit eigenschappen van die objecten kunt bepalen
Voorkennis
H.5 (4vwo): over röntgen- en gammastraling
H.7 (5vwo): over radiogolven
ELEKTROMAGNETISCHE STRALING ABSORPTIE IN DE AARD-ATMOSFEER
Transport v energie als golf: fotonen Zichtbaar licht + radio-golven zijn te
(golfdeeltjes) detecteren vanaf het aardoppervlak.
Verband golflengte + frequentie: De andere soorten straling worden
λ ∙ f =c geheel of gedeeltelijk geabsorbeerd door
Verband fotonenergie + frequentie: de aardatmosfeer, en zijn alleen te
E f =h∙ f detecteren vanaf grote hoogte of met een
*uitgezonden door alle voorwerpen op aarde* satelliet
Straling uit het heelal
Vanuit het heelal nemen we op aarde alle soorten straling uit elektromagnetisch
spectrum waar
(koud)
Figuur 1 Elektromagnetisch spectrum
Uitgezonden fotonen hebben minder energie
Jonge sterren: onzichtbaar voor optische telescopen
Stralingskromme
In de door een ster uitgezonden straling hangt de stralingsintensiteit af van de
golflengte
Geeft verband weer tussen stralingsintensiteit I + golflengte λ
Stralingskromme is een goede benadering van een planckkromme
Figuur 2 Planckkromme bij
verschillende waarden van de
temperatuur
Wet van wien: λ max ∙T eff =k W
Hangt af van de oppervlakte- temperatuur T eff : hoe hoger de temperatuur, des te
kleiner is de golflengte λ max van het stralingsmaximum (de top van de kromme)
(+ komt kromme hoger + meer links te liggen)
Elke ster heeft eigen kleur, afhankelijk van temp ster
, Straling vd zon
Elektromagnetische straling wordt uitgezonden door de fotosfeer
(buitenste laag van zon)
Stralingsenergie zon bestaat uit: ong ½ uit zichtbaar licht, ong ½ uit
IR en voor klein deel uit UV
Deel straling v zon wordt geabsorbeerd in atmosfeer aarde Figuur 4 Stralingskromme van de zon
Diagram maken
1. Het zonlicht dat door een optische telescoop
wordt opgevangen, wordt eerst door een prisma
of tralie uiteengerafeld tot emissiespectrum van
de zon. Dit is een continu spectrum, waarin veel verschillende kleuren licht
vloeiend in elkaar overlopen.
2. In dit spectrum wordt per golflengte-interval de stralingsintensiteit gemeten
= energie die per seconde per m2 een loodrecht oppervlak treft
3. Uit het spectrum van een ster kun je de oppervlaktetemperatuur bepalen:
Sterren zoals de zon stralen zichtbaar licht uit doordat de temp hoog genoeg is
Stralingsvermogen (P) (/lichtsterkte)
De per seconde in alle richtingen door een ster uitgezonden stralingsenergie
P=σ ∙ A ∙ T 4
A = 4 π ∙ R2
( P=I ∙ A=I ∙ 4 π ∙ r 2)
Oppervlakte onder theoretische planckkromme geeft het in totaal voor alle
golflengten uitgezonden stralingsvermogen per m 2 van het stralende oppervlak,
zoals het oppervlak van een ster
Ook wel lichtsterkte (L) genoemd
Stralingsintensiteit (I)
Het per m2 door een steroppervlak uitgezonden of op aarde
gemeten stralingsvermogen
Het stralingsvermogen van een ster verspreidt zich over een
boloppervlak in de ruimte
De op aarde gemeten stralingsintensiteit I:
P P
I= = .
A 4 ∙ r2
I neemt
Figuur 5 De stralingsintensiteit
kwadratisch af met de afstand r tot de ster
De op aarde gemeten stralingsintensiteit vd zon is de
zonneconstante (zie 1,368 ∙103 W /m 2)
Hertzsprung-Russel-diagram (HRD)
Geeft alle sterren weer waarvan het stralingsvermogen P +
oppervlaktetemperatuur T eff bekend zijn
Van deze sterren is:
Het stralingsvermogen berekend uit de op aarde gemeten
stralingsintensiteit I + de bekende afstand r van de ster tot de aarde
het heelal + hoe je daaruit eigenschappen van die objecten kunt bepalen
Voorkennis
H.5 (4vwo): over röntgen- en gammastraling
H.7 (5vwo): over radiogolven
ELEKTROMAGNETISCHE STRALING ABSORPTIE IN DE AARD-ATMOSFEER
Transport v energie als golf: fotonen Zichtbaar licht + radio-golven zijn te
(golfdeeltjes) detecteren vanaf het aardoppervlak.
Verband golflengte + frequentie: De andere soorten straling worden
λ ∙ f =c geheel of gedeeltelijk geabsorbeerd door
Verband fotonenergie + frequentie: de aardatmosfeer, en zijn alleen te
E f =h∙ f detecteren vanaf grote hoogte of met een
*uitgezonden door alle voorwerpen op aarde* satelliet
Straling uit het heelal
Vanuit het heelal nemen we op aarde alle soorten straling uit elektromagnetisch
spectrum waar
(koud)
Figuur 1 Elektromagnetisch spectrum
Uitgezonden fotonen hebben minder energie
Jonge sterren: onzichtbaar voor optische telescopen
Stralingskromme
In de door een ster uitgezonden straling hangt de stralingsintensiteit af van de
golflengte
Geeft verband weer tussen stralingsintensiteit I + golflengte λ
Stralingskromme is een goede benadering van een planckkromme
Figuur 2 Planckkromme bij
verschillende waarden van de
temperatuur
Wet van wien: λ max ∙T eff =k W
Hangt af van de oppervlakte- temperatuur T eff : hoe hoger de temperatuur, des te
kleiner is de golflengte λ max van het stralingsmaximum (de top van de kromme)
(+ komt kromme hoger + meer links te liggen)
Elke ster heeft eigen kleur, afhankelijk van temp ster
, Straling vd zon
Elektromagnetische straling wordt uitgezonden door de fotosfeer
(buitenste laag van zon)
Stralingsenergie zon bestaat uit: ong ½ uit zichtbaar licht, ong ½ uit
IR en voor klein deel uit UV
Deel straling v zon wordt geabsorbeerd in atmosfeer aarde Figuur 4 Stralingskromme van de zon
Diagram maken
1. Het zonlicht dat door een optische telescoop
wordt opgevangen, wordt eerst door een prisma
of tralie uiteengerafeld tot emissiespectrum van
de zon. Dit is een continu spectrum, waarin veel verschillende kleuren licht
vloeiend in elkaar overlopen.
2. In dit spectrum wordt per golflengte-interval de stralingsintensiteit gemeten
= energie die per seconde per m2 een loodrecht oppervlak treft
3. Uit het spectrum van een ster kun je de oppervlaktetemperatuur bepalen:
Sterren zoals de zon stralen zichtbaar licht uit doordat de temp hoog genoeg is
Stralingsvermogen (P) (/lichtsterkte)
De per seconde in alle richtingen door een ster uitgezonden stralingsenergie
P=σ ∙ A ∙ T 4
A = 4 π ∙ R2
( P=I ∙ A=I ∙ 4 π ∙ r 2)
Oppervlakte onder theoretische planckkromme geeft het in totaal voor alle
golflengten uitgezonden stralingsvermogen per m 2 van het stralende oppervlak,
zoals het oppervlak van een ster
Ook wel lichtsterkte (L) genoemd
Stralingsintensiteit (I)
Het per m2 door een steroppervlak uitgezonden of op aarde
gemeten stralingsvermogen
Het stralingsvermogen van een ster verspreidt zich over een
boloppervlak in de ruimte
De op aarde gemeten stralingsintensiteit I:
P P
I= = .
A 4 ∙ r2
I neemt
Figuur 5 De stralingsintensiteit
kwadratisch af met de afstand r tot de ster
De op aarde gemeten stralingsintensiteit vd zon is de
zonneconstante (zie 1,368 ∙103 W /m 2)
Hertzsprung-Russel-diagram (HRD)
Geeft alle sterren weer waarvan het stralingsvermogen P +
oppervlaktetemperatuur T eff bekend zijn
Van deze sterren is:
Het stralingsvermogen berekend uit de op aarde gemeten
stralingsintensiteit I + de bekende afstand r van de ster tot de aarde
