Natuurkunde samenvatting Hoofdstuk 15
Paragraaf 15.1
Sterrenkundigen proberen te begrijpen hoe planten, de zon, de sterren,
de sterrenstelsels en het heelal zijn ontstaan en hoe ze zich ontwikkelen.
Ze kunnen de sterren alleen bestuderen door te kijken naar het licht dat
ze uitzenden.
Sterren stralen allerlei soorten licht uit. In hoofdstuk 10 heb je
gezien dat zichtbaar licht maar een klein onderdeel is van het
totale elektromagnetische spectrum. De volgorde in het
elektromagnetische spectrum vertelt je iets over de golflengte
van de straling: radiogolven hebben de grootste golflengte,
gammastraling heeft de kleinste.
Alle elektromagnetische straling bestaat uit fotonen
(energiepakketjes) die bewegen met de lichtsnelheid.
Alle voorwerpen zenden straling uit. Een warmer voorwerp zal
meer straling uitzenden dan een koud voorwerp. Een heter
voorwerp zendt niet alleen meer straling uit, maar de
waargenomen kleur van de straling verandert ook.
De rode lijn laat zien wat voor straling de zon uitzendt. De intensiteit van
de uitgezonden straling is afhankelijk van de golflengte. Bij een golflengte
van ongeveer 500 nm is de intensiteit het grootst: deze golflengte noem
je λmax. De grootte van λmax hangt af van de temperatuur van de
buitenlagen van de zon. Je kunt de temperatuur van het oppervlak van
een ster dus bepalen door de golflengte te vinden waarbij deze de meeste
straling uitzendt. Het verband tussen temperatuur en λmax is omgekeerd
evenredig en wordt de wet van Wien genoemd:
Λmax * T = kw
Hierbij is λmax de golflengte (in meter) waarbij de intensiteit het grootst,
T de temperatuur in Kelvin en kw de constante van Wien.
(kw = 2,90 *10-3 m*k)
Een continu spectrum bestaat uit een ononderbroken reeks kleuren. Het
spectrum dat ontstaat als heet gas zelf fotonen uitzendt, is een
emissiespectrum. Het uitzenden van straling heet emissie. Elke
atoomsoort heeft zijn eigen emissiespectrum. Je kunt atomen dus
herkennen aan het spectrum dat ze uitzenden.
Elk uitgezonden foton heeft een bepaalde hoeveelheid energie. Deze
energie is recht evenredig met de frequentie van het licht. Energie geldt:
E=h*f
Hierin is c de snelheid van het licht en h de constante van Planck (6,63 *
10-34 J). Ook is het verband tussen de frequentie en de golflengte:
C = f*λ
Je kunt voor de energie van een foton dus schrijven:
E=h*c
----
λ
, Later werd ontdekt dat als een atoom een foton met een bepaalde
hoeveelheid energie uitzendt, dat atoom ook een foton met precies die
energie kan opnemen. Het opnemen van energie heet absorptie. Als je
wit licht door een gas laat gaan, zullen bepaalde golflengten ontbreken.
Het resultaat is een absorptiespectrum. Het oppervlak van de zon zendt
alle kleuren licht uit. Het heeft een continu spectrum: het spectrum
bestaat uit een ononderbroken reeks kleuren.
Om lichtzwakke objecten aan de hemel te bestuderen zijn telescopen
nodig. Een optische telescoop bekijkt objecten in het zichtbare deel van
het elektromagnetische spectrum. De dampkring van de aarde laat maar
een klein deel van de straling uit het heelal door.
Ruimtetelescopen nemen vooral straling waar die door de dampkring
worden tegengehouden. Radiotelescopen nemen radiogolven waar. Deze
straling wordt goed doorgelaten door de dampkring.
Paragraaf 15.2
De maan weerkaatst zonlicht, maar niet altijd is de door de zon verlichte
helft van de maan zien. Doordat de maan om de aarde cirkelt, zien we het
verlichte deel van de maan afwisselend groter en kleiner worden. Dan zijn
de ‘schijngestalten’ van de maan. De omlooptijd van de maan is 27,32
dagen. Om een rondje om de aarde te maken, moet de maan een cirkel
afleggen met een omtrek van 2πr
waarbij de r de baanstraal is. De
baanstraal is gelijk aan de afstand van
het middelpunt van de maan tot het
middelpunt van de aarde. Deze afstand
is gelijk aan 3,84 * 108 m. De
baansnelheid, de snelheid waarmee de
maan om de aarde beweegt, is te
bereken met:
Paragraaf 15.1
Sterrenkundigen proberen te begrijpen hoe planten, de zon, de sterren,
de sterrenstelsels en het heelal zijn ontstaan en hoe ze zich ontwikkelen.
Ze kunnen de sterren alleen bestuderen door te kijken naar het licht dat
ze uitzenden.
Sterren stralen allerlei soorten licht uit. In hoofdstuk 10 heb je
gezien dat zichtbaar licht maar een klein onderdeel is van het
totale elektromagnetische spectrum. De volgorde in het
elektromagnetische spectrum vertelt je iets over de golflengte
van de straling: radiogolven hebben de grootste golflengte,
gammastraling heeft de kleinste.
Alle elektromagnetische straling bestaat uit fotonen
(energiepakketjes) die bewegen met de lichtsnelheid.
Alle voorwerpen zenden straling uit. Een warmer voorwerp zal
meer straling uitzenden dan een koud voorwerp. Een heter
voorwerp zendt niet alleen meer straling uit, maar de
waargenomen kleur van de straling verandert ook.
De rode lijn laat zien wat voor straling de zon uitzendt. De intensiteit van
de uitgezonden straling is afhankelijk van de golflengte. Bij een golflengte
van ongeveer 500 nm is de intensiteit het grootst: deze golflengte noem
je λmax. De grootte van λmax hangt af van de temperatuur van de
buitenlagen van de zon. Je kunt de temperatuur van het oppervlak van
een ster dus bepalen door de golflengte te vinden waarbij deze de meeste
straling uitzendt. Het verband tussen temperatuur en λmax is omgekeerd
evenredig en wordt de wet van Wien genoemd:
Λmax * T = kw
Hierbij is λmax de golflengte (in meter) waarbij de intensiteit het grootst,
T de temperatuur in Kelvin en kw de constante van Wien.
(kw = 2,90 *10-3 m*k)
Een continu spectrum bestaat uit een ononderbroken reeks kleuren. Het
spectrum dat ontstaat als heet gas zelf fotonen uitzendt, is een
emissiespectrum. Het uitzenden van straling heet emissie. Elke
atoomsoort heeft zijn eigen emissiespectrum. Je kunt atomen dus
herkennen aan het spectrum dat ze uitzenden.
Elk uitgezonden foton heeft een bepaalde hoeveelheid energie. Deze
energie is recht evenredig met de frequentie van het licht. Energie geldt:
E=h*f
Hierin is c de snelheid van het licht en h de constante van Planck (6,63 *
10-34 J). Ook is het verband tussen de frequentie en de golflengte:
C = f*λ
Je kunt voor de energie van een foton dus schrijven:
E=h*c
----
λ
, Later werd ontdekt dat als een atoom een foton met een bepaalde
hoeveelheid energie uitzendt, dat atoom ook een foton met precies die
energie kan opnemen. Het opnemen van energie heet absorptie. Als je
wit licht door een gas laat gaan, zullen bepaalde golflengten ontbreken.
Het resultaat is een absorptiespectrum. Het oppervlak van de zon zendt
alle kleuren licht uit. Het heeft een continu spectrum: het spectrum
bestaat uit een ononderbroken reeks kleuren.
Om lichtzwakke objecten aan de hemel te bestuderen zijn telescopen
nodig. Een optische telescoop bekijkt objecten in het zichtbare deel van
het elektromagnetische spectrum. De dampkring van de aarde laat maar
een klein deel van de straling uit het heelal door.
Ruimtetelescopen nemen vooral straling waar die door de dampkring
worden tegengehouden. Radiotelescopen nemen radiogolven waar. Deze
straling wordt goed doorgelaten door de dampkring.
Paragraaf 15.2
De maan weerkaatst zonlicht, maar niet altijd is de door de zon verlichte
helft van de maan zien. Doordat de maan om de aarde cirkelt, zien we het
verlichte deel van de maan afwisselend groter en kleiner worden. Dan zijn
de ‘schijngestalten’ van de maan. De omlooptijd van de maan is 27,32
dagen. Om een rondje om de aarde te maken, moet de maan een cirkel
afleggen met een omtrek van 2πr
waarbij de r de baanstraal is. De
baanstraal is gelijk aan de afstand van
het middelpunt van de maan tot het
middelpunt van de aarde. Deze afstand
is gelijk aan 3,84 * 108 m. De
baansnelheid, de snelheid waarmee de
maan om de aarde beweegt, is te
bereken met:
