Natuurkunde- hoofdstuk 13
Zonnestelsel en heelal: astrofysica
Paragraaf 1: introductie
Theorie over elektromagnetische straling:
Het elektromagnetische 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: c=f ∗λ. In deze formule is c de lichtsnelheid (in vacuüm).
Elektromagnetische straling is energie die in de vorm van fotonen met de
lichtsnelheid wordt overgebracht. De fotonenergie E f hangt af van de frequentie f
van de straling: E f =h∗f . In deze formule is h de constante van Planck.
Paragraaf 2: Oppervlaktetemperatuur van sterren
Straling van de zon
Fotosfeer: de buitenste laag van de zon
hier komt straling van de zon vandaan
Stralingskromme: geeft bij elke golflengte de waargenomen
stralingsintensiteit I weer
De oppervlakte onder de kromme geeft de grootte aan
van de waargenomen stralingsintensiteit van het licht van de
ster
Stralingsintensiteit ( I ): energie die per seconde op een
oppervlakte van een vierkante meter valt Figuur 1: stralingskromme
Continuspectrum: spectrum waarin de kleuren van licht vloeiend in elkaar overlopen
De piek van de stralingskromme van ster, het stralingsmaximum, bepaalt de kleur van
de ster
De piek geeft ook de oppervlaktetemperatuur aan
Hetere sterren zijn blauwer + kleinere golflengte
Koudere sterren zijn roder + grotere golflengte
Stralingsintensiteit neemt toe met de temperatuur van een ster
Figuur 2: continuspectrum
Kernfusie
Hete binnenkant is het gevolg van kernfusie van waterstof en andere lichte atomen
massa van atomen neemt een klein beetje af
verschil in massa is het massadefect
Infraroodstraling, radiogolven, ultravioletstraling, röntgenstraling, gammastraling
, Alle soorten straling van het elektromagnetisch spectrum worden gebruikt voor
waarneming aan het heelal
Elektromagnetische straling
E f =h∗f
E f = fotonenergie (J)
h = constante van Plank (6,626 * 10-34 Js)
f = frequentie (Hz)
h∗c
Ef=
λ
E f = fotonenergie (J)
h = constante van Plank (6,626 * 10-34 Js)
c = lichtsnelheid (2,998 *108 m/s)
λ = golflente (m)
Planckkromme: theoretische stralingskromme
Hiermee vergelijk je de stralingskromme van je ster op de golflengte te vinden bij het
stralingsmaximum
Temperatuur en straling – Wet van Wien
λ max∗T =k w
λ max = golflengte (m)
T = oppervlaktetemperatuur (K)
k w = constante van Wien (2,898 * 10-3 mK)
Kernfusie en massadefect
E=m∗c 2
E = energie (J)
m = massa (kg)
c = lichtsnelheid (2,998 *108 m/s)
Paragraaf 3: Stralingsvermogen van sterren
Stralingsvermogen (van een ster): stralingsenergie (van een ster) die (de ster) per seconde
uitzendt
hangt af van de oppervlaktetemperatuur en de grootte van het oppervlak
Voor een ster op een bekende afstand van de aarde kun je het totale stralingsvermogen P
berekenen uit de afstand r en de op aarde waargenomen stralingsintensiteit I .
Hertzsprung-Russelldiagram (HRD)
Het verband tussen het totale stralingsvermogen P en de oppervlaktetemperatuur T
(of effectieve tempertauur T eff ) voor sterren waarvan de afstand r tot de aarde
bekend is.
Zonnestelsel en heelal: astrofysica
Paragraaf 1: introductie
Theorie over elektromagnetische straling:
Het elektromagnetische 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: c=f ∗λ. In deze formule is c de lichtsnelheid (in vacuüm).
Elektromagnetische straling is energie die in de vorm van fotonen met de
lichtsnelheid wordt overgebracht. De fotonenergie E f hangt af van de frequentie f
van de straling: E f =h∗f . In deze formule is h de constante van Planck.
Paragraaf 2: Oppervlaktetemperatuur van sterren
Straling van de zon
Fotosfeer: de buitenste laag van de zon
hier komt straling van de zon vandaan
Stralingskromme: geeft bij elke golflengte de waargenomen
stralingsintensiteit I weer
De oppervlakte onder de kromme geeft de grootte aan
van de waargenomen stralingsintensiteit van het licht van de
ster
Stralingsintensiteit ( I ): energie die per seconde op een
oppervlakte van een vierkante meter valt Figuur 1: stralingskromme
Continuspectrum: spectrum waarin de kleuren van licht vloeiend in elkaar overlopen
De piek van de stralingskromme van ster, het stralingsmaximum, bepaalt de kleur van
de ster
De piek geeft ook de oppervlaktetemperatuur aan
Hetere sterren zijn blauwer + kleinere golflengte
Koudere sterren zijn roder + grotere golflengte
Stralingsintensiteit neemt toe met de temperatuur van een ster
Figuur 2: continuspectrum
Kernfusie
Hete binnenkant is het gevolg van kernfusie van waterstof en andere lichte atomen
massa van atomen neemt een klein beetje af
verschil in massa is het massadefect
Infraroodstraling, radiogolven, ultravioletstraling, röntgenstraling, gammastraling
, Alle soorten straling van het elektromagnetisch spectrum worden gebruikt voor
waarneming aan het heelal
Elektromagnetische straling
E f =h∗f
E f = fotonenergie (J)
h = constante van Plank (6,626 * 10-34 Js)
f = frequentie (Hz)
h∗c
Ef=
λ
E f = fotonenergie (J)
h = constante van Plank (6,626 * 10-34 Js)
c = lichtsnelheid (2,998 *108 m/s)
λ = golflente (m)
Planckkromme: theoretische stralingskromme
Hiermee vergelijk je de stralingskromme van je ster op de golflengte te vinden bij het
stralingsmaximum
Temperatuur en straling – Wet van Wien
λ max∗T =k w
λ max = golflengte (m)
T = oppervlaktetemperatuur (K)
k w = constante van Wien (2,898 * 10-3 mK)
Kernfusie en massadefect
E=m∗c 2
E = energie (J)
m = massa (kg)
c = lichtsnelheid (2,998 *108 m/s)
Paragraaf 3: Stralingsvermogen van sterren
Stralingsvermogen (van een ster): stralingsenergie (van een ster) die (de ster) per seconde
uitzendt
hangt af van de oppervlaktetemperatuur en de grootte van het oppervlak
Voor een ster op een bekende afstand van de aarde kun je het totale stralingsvermogen P
berekenen uit de afstand r en de op aarde waargenomen stralingsintensiteit I .
Hertzsprung-Russelldiagram (HRD)
Het verband tussen het totale stralingsvermogen P en de oppervlaktetemperatuur T
(of effectieve tempertauur T eff ) voor sterren waarvan de afstand r tot de aarde
bekend is.
