Natuurkunde H11 astrofysica
Zichtbaar-licht en straling behoren tot het elektromagnetisch spectrum (Binas 19B). Dit is
ingedeeld in zes gebieden: radiogolven, infraroodstraling, zichtbaar licht, ultravioletstraling,
röntgenstraling en gammastraling. Alle vormen van elektromagnetische straling planten zich
voort met de lichtsnelheid c=f ∙ λ .
De straling die een ster uitzendt kun je weergeven in een stralingsspectrum. De intensiteit
van het licht is hier uitgezet tegen de golflengte. Het spectrum van een ster hangt alleen af
van de temperatuur die de ster heeft. Zo’n stralingsspectrum heet een Planck-kromme (Binas
22). Hoe hoger de temperatuur hoe hoger de intensiteit van de ster. De golflengte is
omgekeerd evenredig met de temperatuur, dit wordt ook wel de wet van Wien genoemd
k
λmax = w . Kw is de constante van Wien (Binas 7A). Met behulp van deze wet kan je de
T
temperatuur van een ster berekenen. Een koude ster ziet er roodachtig uit omdat het een
golflengte heeft die hoger dan 700nm is. Hete sterren zien er blauwachtig uit omdat ze een
golflengte lager dan 500 nm hebben.
Ook de hoeveelheid straling die per tijdseenheid uitgezonden wordt heeft effect op de kleur
van het licht dat uitgezonden wordt. Dit heet het uitgezonden vermogen en druk je uit in
watt. Het uitgezonden vermogen hangt af van de temperatuur en de oppervlakte, dit heet de
wet van Stefan-Boltzman Pbron=σ ∙ A ∙T 4 . σ is de constante van Stefan-Boltzman (Binas
7A).
De elektromagnetische straling verspreidt zich in alle richtingen. Het uitgezonden vermogen
wordt daardoor verspreidt over een steeds groter oppervlak. Het oppervlak neemt toe met
het kwadraat van de afstand, dit heet de kwadratenwet. Het uitgezonden vermogen per
P bron
oppervlakte-eenheid heet de intensiteit van de ontvangen straling I = . De
4 ∙ π ∙ r2
intensiteit van elektromagnetische straling die vanaf de zon de aarde bereikt heet de
zonneconstante (Binas 32C).
De gemiddelde afstand van het midden van de aarde tot het midden van de zon heet de
Astronomische Eenheid AE (Binas 5). Een andere eenheid om afstanden uit te drukken is het
lichtjaar, dit is de afstand die het licht in één jaar aflegt (Binas 5). De massa’s van sterren kan
je uitdrukken in aantal zonmassa (Binas 32C). Het uitgezonden vermogen heet in de
astrofysica de lichtkracht L.
Als een gaswolk massa samenklontert door middel van gravitatiekracht heet dit gravitatie-
contractie. Hierbij komt energie vrij. Als er voldoende massa is samengeklonterd ontstaat er
een gasbol die protoster wordt genoemd. Die bestaat uit waterstofgas. Alle energie die
vrijkomt wordt omgezet in kinetische energie en de temperatuur stijgt. De protoster krijgt
steeds meer massa hierdoor wordt de druk en temperatuur zo hoog dat waterstof om wordt
gezet in Helium. De gravitatie-contractie stopt door het kernfusieproces en de temperatuur.
Zichtbaar-licht en straling behoren tot het elektromagnetisch spectrum (Binas 19B). Dit is
ingedeeld in zes gebieden: radiogolven, infraroodstraling, zichtbaar licht, ultravioletstraling,
röntgenstraling en gammastraling. Alle vormen van elektromagnetische straling planten zich
voort met de lichtsnelheid c=f ∙ λ .
De straling die een ster uitzendt kun je weergeven in een stralingsspectrum. De intensiteit
van het licht is hier uitgezet tegen de golflengte. Het spectrum van een ster hangt alleen af
van de temperatuur die de ster heeft. Zo’n stralingsspectrum heet een Planck-kromme (Binas
22). Hoe hoger de temperatuur hoe hoger de intensiteit van de ster. De golflengte is
omgekeerd evenredig met de temperatuur, dit wordt ook wel de wet van Wien genoemd
k
λmax = w . Kw is de constante van Wien (Binas 7A). Met behulp van deze wet kan je de
T
temperatuur van een ster berekenen. Een koude ster ziet er roodachtig uit omdat het een
golflengte heeft die hoger dan 700nm is. Hete sterren zien er blauwachtig uit omdat ze een
golflengte lager dan 500 nm hebben.
Ook de hoeveelheid straling die per tijdseenheid uitgezonden wordt heeft effect op de kleur
van het licht dat uitgezonden wordt. Dit heet het uitgezonden vermogen en druk je uit in
watt. Het uitgezonden vermogen hangt af van de temperatuur en de oppervlakte, dit heet de
wet van Stefan-Boltzman Pbron=σ ∙ A ∙T 4 . σ is de constante van Stefan-Boltzman (Binas
7A).
De elektromagnetische straling verspreidt zich in alle richtingen. Het uitgezonden vermogen
wordt daardoor verspreidt over een steeds groter oppervlak. Het oppervlak neemt toe met
het kwadraat van de afstand, dit heet de kwadratenwet. Het uitgezonden vermogen per
P bron
oppervlakte-eenheid heet de intensiteit van de ontvangen straling I = . De
4 ∙ π ∙ r2
intensiteit van elektromagnetische straling die vanaf de zon de aarde bereikt heet de
zonneconstante (Binas 32C).
De gemiddelde afstand van het midden van de aarde tot het midden van de zon heet de
Astronomische Eenheid AE (Binas 5). Een andere eenheid om afstanden uit te drukken is het
lichtjaar, dit is de afstand die het licht in één jaar aflegt (Binas 5). De massa’s van sterren kan
je uitdrukken in aantal zonmassa (Binas 32C). Het uitgezonden vermogen heet in de
astrofysica de lichtkracht L.
Als een gaswolk massa samenklontert door middel van gravitatiekracht heet dit gravitatie-
contractie. Hierbij komt energie vrij. Als er voldoende massa is samengeklonterd ontstaat er
een gasbol die protoster wordt genoemd. Die bestaat uit waterstofgas. Alle energie die
vrijkomt wordt omgezet in kinetische energie en de temperatuur stijgt. De protoster krijgt
steeds meer massa hierdoor wordt de druk en temperatuur zo hoog dat waterstof om wordt
gezet in Helium. De gravitatie-contractie stopt door het kernfusieproces en de temperatuur.
