H11 Astrofysica
11.1 Sterren waarnemen
Astronomie is het waarnemen van sterren. Astrofysica is de wetenschap van de sterren en het heelal
die zich baseert op deze waarnemingen. Astrofysici zoeken naar verklaringen voor waarnemingen in
het heelal, waaruit ze theorieën en modellen afleiden, die ze toetsen aan waarnemingen aan andere
sterren om te onderzoeken of de fysische wetten van de aarde in het hele heelal gelden.
Uit het heelal komt straling uit vrijwel alle golflengtegebieden in de richting van de aarde. Niet al
deze straling bereikt het aardoppervlak: in Binas 30E zie je welke golflengten de atmosfeer van de
aarde absorbeert. Hieruit blijkt dat er twee golflengtegebieden zijn waarin je vanaf de aarde
astronomische waarnemingen kunt doen:
- Het gebied met zichtbaar licht en een deel infrarood: het optische venster
- Het gebied met radiogolven van ongeveer 10-2 tot 101 m: het radiovenster
Ons oog kan alleen in het zichtbare gebied waarnemen, maar telescopen kunnen ook een deel van
de infrarode straling waarnemen. Voor waarneming in het radiovenster zijn radiotelescopen nodig.
Als je deze in een array plaatst, bereik je veel detail. Om andere soorten straling zoals ir, UV, röntgen-
en gammastraling te meten, moet je met een ruimtetelescoop op een satelliet buiten de atmosfeer
van de aarde waarnemen. In de ruimte heb je door weg te kijken van de zon geen last van zonlicht en
kun je 24 uur per dag waarnemingen doen. Ook zijn er geen atmosferische storingen.
Om meer van een ster of een ander hemelobject te leren, kun je waarnemingen van verschillende
golflengten combineren. Ieder gebied laat andere stralingsprocessen zien.
Een laatste vorm van waarnemen is door met detectoren op aarde naar kosmische straling te kijken.
Kosmische straling bestaat uit deeltjes met zeer veel kinetische energie die in andere sterrenstelsels
worden versneld. Het waarnemen van deze deeltjes en hun energie leert je iets over de processen in
de sterrenstelsels die deze deeltjes produceren en versnellen.
11.2 Sterspectra
Met spectroscopie kan je bij een atoom bepalen welke golflengten het kan uitzenden of absorberen.
Hiervoor laat je een smalle bundel licht op een prisma of een tralie vallen. Deze breekt het licht in
een spectrum, waardoor een regenboog uit wit licht ontstaat. Met een smalle lichtdetector kun je
meten welke kleuren met welke intensiteit voorkomen in het licht.
In Binas 20 zie je lijnenpatronen met dunne lijntjes. Dit is een discreet spectrum, waarbij bepaalde
golflengten voorkomen, maar tussenliggende niet. Gloeilampen zenden alle golflengten uit: dit heet
een continu spectrum. Elke elektromagnetische golf plant zich voort met de lichtsnelheid c (Binas
7A). Uit f = c / λ blijkt dat iedere kenmerkende golflengte in het discrete spectrum een vaste
frequentie heeft. De energie van de fotonen hangt samen met de frequentie: Ef = h x f, waarin h de
constante van Planck is (Binas 7A). Ook de energieën van de bijbehorende fotonen zijn dus discreet.
In de klassieke natuurkunde kunnen grootheden elke willekeurige waarde aannemen. Bij kleine
deeltjes is dat niet altijd zo.
Een van de eerste ideeën over de bouw van een atoom was het krentenbolmodel, waarin je het
atoom als een homogene bol van positieve lading ziet, waarin negatieve ladingen aanwezig zijn.
Ernest Rutherford voert in 1911 een experiment uit waarbij hij een dun goudfolie met α-deeltjes
beschiet en bijna alle deeltjes rechtdoor gaan. Rutherford leidde er het rutherfordmodel uit af.
Volgens dit model bestaat het atoom uit een kleine, zware, positief geladen kern, waaromheen
kleine, lichte, negatief geladen elektronen bewegen. Dit model verklaart niet waarom atomen
discrete spectra vertonen.
, In 1913 stelt Niels Bohr drie uitganspunten op voor een nieuw atoommodel:
- Atomen kunnen slechts in bepaalde stabiele toestanden voorkomen: stationaire toestanden
- Bij elke toestand hoort een discrete waarde van de inwendige energie van het atoom
- Door opname of uitzenden van één foton kan het atoom in één keer overgaan van de ene
naar de andere energietoestand.
In het bohrmodel staan ringen symbool voor de elektronbanen rond de kern die de verschillende
energietoestanden van het atoom bepalen. Bij elke baan hoort een specifieke vaste hoeveelheid
energie. Op grote afstand is de energie 0J. De energie van de elektronen is de bindingsenergie
waarmee ze aan de kern zijn gebonden. Een elektron in de kleinste baan is het sterkst gebonden en
heeft dus de meeste energie nodig om los te komen: de energie is het sterkst negatief.
Het waterstofatoom heeft één elektron. De baan van dit elektron bepaalt in welke toestand het
waterstofatoom zich bevindt. De energie van deze toestand bereken je met:
En = -13,6 eV / n2 En = energie van het atoom in de ne stationaire toestand (eV)
n = rangnummer van de stationaire toestand
Deze energieën kun je weergeven in een energieniveauschema. De toestand met de laagste energie
(n = 1) heet de grondtoestand. Daarna volgen toestanden met hogere energieën: de eerste
aangeslagen toestand (n = 2), de tweede aangeslagen toestand (n = 3), enz. In de grondtoestand is
het atoom het meest stabiel. De energietoestanden zijn discreet, maar er zijn oneindige
mogelijkheden onder E = 0. Hoe hoger de waarde, hoe dichter E bij 0 komt. Als het atoom van een
lagere in een hogere energietoestand komt, springt het elektron van een lagere naar een hogere
baan. Geef je een waterstofatoom in de grondtoestand een energie groter dan 13,6 eV, dan maak je
het elektron vrij van de kern: het waterstofatoom is geïoniseerd. De overige energie verandert in
kinetische energie. De energie die nodig is heet de ionisatie-energie en vindt je in Binas 21C. Discrete
deeltjes horen bij gebonden deeltjes en niet bij vrije deeltjes, want die kunnen elke waarde hebben.
Een overgang van de ene naar de andere energietoestand vindt plaats als het atoom een foton
absorbeert met exact de juiste hoeveelheid energie:
Ef = Em - En Ef = energie van het foton dat het atoom absorbeert
met m > n Em = energie van het atoom bij het hogere rangnummer
En = energie van het atoom bij het lagere rangnummer
De benodigde energie kan ook worden geleverd door botsingen. Is een atoom in een aangeslagen
toestand, dan kan het ook weer terugvallen naar een lagere toestand of de grondtoestand. Daarbij
emitteert (uitzenden) het een foton. De formule geldt hier ook voor: een atoom kan precies dezelfde
fotonen opnemen als het uitzendt. In een energieniveauschema (Binas 21) worden de overgangen
aangegeven met pijlen: omhoog voor absorptie en omlaag voor emissie. Uit de waarden kun je
afleiden dat waterstof slechts een deel van de fotonen uitzendt in zichtbaar licht.
Als wit licht door een wolk waterstofgas gaat, zullen de waterstofatomen fotonen met energieën
absorberen die exact corresponderen met overgangen in het waterstofatoom. De rest van het licht
gaat rechtdoor en vormt een continu spectrum met donkere lijnen: een absorptiespectrum. Bij het
terugvallen zenden ze een foton in een willekeurige richting uit met dezelfde energie en kleur als die
was geabsorbeerd. Deze fotonen vormen een donker spectrum met enkele gekleurde lijnen noem je
een emissiespectrum. De golflengten die horen bij de donkere lijnen komen overeen met de
gekleurde lijnen, omdat dit precies de geabsorbeerde fotonen zijn die horen bij de overgangen in het
atoom. Het emissiespectrum is veel zwakker, want je vangt alleen dat deel op van de fotonen dat in
willekeurige richtingen wordt uitgezonden. Dat je dit niet ziet in het absorptiespectrum komt omdat
het continue deel een veel hogere intensiteit heeft.
11.1 Sterren waarnemen
Astronomie is het waarnemen van sterren. Astrofysica is de wetenschap van de sterren en het heelal
die zich baseert op deze waarnemingen. Astrofysici zoeken naar verklaringen voor waarnemingen in
het heelal, waaruit ze theorieën en modellen afleiden, die ze toetsen aan waarnemingen aan andere
sterren om te onderzoeken of de fysische wetten van de aarde in het hele heelal gelden.
Uit het heelal komt straling uit vrijwel alle golflengtegebieden in de richting van de aarde. Niet al
deze straling bereikt het aardoppervlak: in Binas 30E zie je welke golflengten de atmosfeer van de
aarde absorbeert. Hieruit blijkt dat er twee golflengtegebieden zijn waarin je vanaf de aarde
astronomische waarnemingen kunt doen:
- Het gebied met zichtbaar licht en een deel infrarood: het optische venster
- Het gebied met radiogolven van ongeveer 10-2 tot 101 m: het radiovenster
Ons oog kan alleen in het zichtbare gebied waarnemen, maar telescopen kunnen ook een deel van
de infrarode straling waarnemen. Voor waarneming in het radiovenster zijn radiotelescopen nodig.
Als je deze in een array plaatst, bereik je veel detail. Om andere soorten straling zoals ir, UV, röntgen-
en gammastraling te meten, moet je met een ruimtetelescoop op een satelliet buiten de atmosfeer
van de aarde waarnemen. In de ruimte heb je door weg te kijken van de zon geen last van zonlicht en
kun je 24 uur per dag waarnemingen doen. Ook zijn er geen atmosferische storingen.
Om meer van een ster of een ander hemelobject te leren, kun je waarnemingen van verschillende
golflengten combineren. Ieder gebied laat andere stralingsprocessen zien.
Een laatste vorm van waarnemen is door met detectoren op aarde naar kosmische straling te kijken.
Kosmische straling bestaat uit deeltjes met zeer veel kinetische energie die in andere sterrenstelsels
worden versneld. Het waarnemen van deze deeltjes en hun energie leert je iets over de processen in
de sterrenstelsels die deze deeltjes produceren en versnellen.
11.2 Sterspectra
Met spectroscopie kan je bij een atoom bepalen welke golflengten het kan uitzenden of absorberen.
Hiervoor laat je een smalle bundel licht op een prisma of een tralie vallen. Deze breekt het licht in
een spectrum, waardoor een regenboog uit wit licht ontstaat. Met een smalle lichtdetector kun je
meten welke kleuren met welke intensiteit voorkomen in het licht.
In Binas 20 zie je lijnenpatronen met dunne lijntjes. Dit is een discreet spectrum, waarbij bepaalde
golflengten voorkomen, maar tussenliggende niet. Gloeilampen zenden alle golflengten uit: dit heet
een continu spectrum. Elke elektromagnetische golf plant zich voort met de lichtsnelheid c (Binas
7A). Uit f = c / λ blijkt dat iedere kenmerkende golflengte in het discrete spectrum een vaste
frequentie heeft. De energie van de fotonen hangt samen met de frequentie: Ef = h x f, waarin h de
constante van Planck is (Binas 7A). Ook de energieën van de bijbehorende fotonen zijn dus discreet.
In de klassieke natuurkunde kunnen grootheden elke willekeurige waarde aannemen. Bij kleine
deeltjes is dat niet altijd zo.
Een van de eerste ideeën over de bouw van een atoom was het krentenbolmodel, waarin je het
atoom als een homogene bol van positieve lading ziet, waarin negatieve ladingen aanwezig zijn.
Ernest Rutherford voert in 1911 een experiment uit waarbij hij een dun goudfolie met α-deeltjes
beschiet en bijna alle deeltjes rechtdoor gaan. Rutherford leidde er het rutherfordmodel uit af.
Volgens dit model bestaat het atoom uit een kleine, zware, positief geladen kern, waaromheen
kleine, lichte, negatief geladen elektronen bewegen. Dit model verklaart niet waarom atomen
discrete spectra vertonen.
, In 1913 stelt Niels Bohr drie uitganspunten op voor een nieuw atoommodel:
- Atomen kunnen slechts in bepaalde stabiele toestanden voorkomen: stationaire toestanden
- Bij elke toestand hoort een discrete waarde van de inwendige energie van het atoom
- Door opname of uitzenden van één foton kan het atoom in één keer overgaan van de ene
naar de andere energietoestand.
In het bohrmodel staan ringen symbool voor de elektronbanen rond de kern die de verschillende
energietoestanden van het atoom bepalen. Bij elke baan hoort een specifieke vaste hoeveelheid
energie. Op grote afstand is de energie 0J. De energie van de elektronen is de bindingsenergie
waarmee ze aan de kern zijn gebonden. Een elektron in de kleinste baan is het sterkst gebonden en
heeft dus de meeste energie nodig om los te komen: de energie is het sterkst negatief.
Het waterstofatoom heeft één elektron. De baan van dit elektron bepaalt in welke toestand het
waterstofatoom zich bevindt. De energie van deze toestand bereken je met:
En = -13,6 eV / n2 En = energie van het atoom in de ne stationaire toestand (eV)
n = rangnummer van de stationaire toestand
Deze energieën kun je weergeven in een energieniveauschema. De toestand met de laagste energie
(n = 1) heet de grondtoestand. Daarna volgen toestanden met hogere energieën: de eerste
aangeslagen toestand (n = 2), de tweede aangeslagen toestand (n = 3), enz. In de grondtoestand is
het atoom het meest stabiel. De energietoestanden zijn discreet, maar er zijn oneindige
mogelijkheden onder E = 0. Hoe hoger de waarde, hoe dichter E bij 0 komt. Als het atoom van een
lagere in een hogere energietoestand komt, springt het elektron van een lagere naar een hogere
baan. Geef je een waterstofatoom in de grondtoestand een energie groter dan 13,6 eV, dan maak je
het elektron vrij van de kern: het waterstofatoom is geïoniseerd. De overige energie verandert in
kinetische energie. De energie die nodig is heet de ionisatie-energie en vindt je in Binas 21C. Discrete
deeltjes horen bij gebonden deeltjes en niet bij vrije deeltjes, want die kunnen elke waarde hebben.
Een overgang van de ene naar de andere energietoestand vindt plaats als het atoom een foton
absorbeert met exact de juiste hoeveelheid energie:
Ef = Em - En Ef = energie van het foton dat het atoom absorbeert
met m > n Em = energie van het atoom bij het hogere rangnummer
En = energie van het atoom bij het lagere rangnummer
De benodigde energie kan ook worden geleverd door botsingen. Is een atoom in een aangeslagen
toestand, dan kan het ook weer terugvallen naar een lagere toestand of de grondtoestand. Daarbij
emitteert (uitzenden) het een foton. De formule geldt hier ook voor: een atoom kan precies dezelfde
fotonen opnemen als het uitzendt. In een energieniveauschema (Binas 21) worden de overgangen
aangegeven met pijlen: omhoog voor absorptie en omlaag voor emissie. Uit de waarden kun je
afleiden dat waterstof slechts een deel van de fotonen uitzendt in zichtbaar licht.
Als wit licht door een wolk waterstofgas gaat, zullen de waterstofatomen fotonen met energieën
absorberen die exact corresponderen met overgangen in het waterstofatoom. De rest van het licht
gaat rechtdoor en vormt een continu spectrum met donkere lijnen: een absorptiespectrum. Bij het
terugvallen zenden ze een foton in een willekeurige richting uit met dezelfde energie en kleur als die
was geabsorbeerd. Deze fotonen vormen een donker spectrum met enkele gekleurde lijnen noem je
een emissiespectrum. De golflengten die horen bij de donkere lijnen komen overeen met de
gekleurde lijnen, omdat dit precies de geabsorbeerde fotonen zijn die horen bij de overgangen in het
atoom. Het emissiespectrum is veel zwakker, want je vangt alleen dat deel op van de fotonen dat in
willekeurige richtingen wordt uitgezonden. Dat je dit niet ziet in het absorptiespectrum komt omdat
het continue deel een veel hogere intensiteit heeft.
