Samenvatting van Systematische Natuurkunde VWO Hoofdstuk 11 Astrofysica. Ideaal om je mee voor te bereiden op je toets of eindexamen. Ook van hoofdstukken 1 t/m 5, 7 t/m 10, 12 en 13 staan samenvattingen op Stuvia. Ze zijn allemaal los te koop voor €3,99, of allemaal samen als bundel voor €41,9...
Hoofdstuk 11 Astrofysica
Paragraaf 11.1 Straling van sterren
Elektromagnetisch spectrum
Zichtbaar licht en uv-straling behoren tot het elektromagnetisch spectrum (zie BINAS tabel 19B). Het
elektromagnetisch spectrum is uitgesplitst in zes gebieden; radiogolven, infrarood, zichtbaar licht,
ultraviolet, röntgenstraling en gammastraling. Alle vormen van elektromagnetische straling planten
zich voor met de lichtsnelheid 𝑐 (zie BINAS tabel 7). Voor de golfsnelheid geldt; 𝑣 = 𝑓 ∙ 𝜆 met 𝑣 = 𝑐:
𝒄= 𝒇∙𝝀
𝑐 lichtsnelheid in 𝑚⁄𝑠
𝑓 frequentie in Hz
𝜆 golflengte in m
Verschuivingswet van Wien
De straling die door sterren wordt uitgezonden kan in een stralingsspectrum worden weergegeven.
In een stralingsspectrum is de lichtintensiteit uitgezet tegen de golflengte. De temperatuur van het
oppervlak van een ster bepaalt bij welke golflengte er een pek in het stralingsspectrum optreedt. Het
spectrum van een ster voldoen aan de wet van Planck; een spectrum is alleen afhankelijk van de
temperatuur van het voorwerp. Daarom heet een stralingsspectrum ook wel een Planck-kromme (zie
BINAS tabel 22). Volgens de wet van Wien is de golflengte van het stralingsmaximum is omgekeerd
evenredig met de absolute temperatuur.
𝒌𝒘
𝝀𝒎𝒂𝒙 =
𝑻
𝜆 golflengte bij het stralingsmaximum in m
𝑘 constante van Wien in 𝑚 𝐾 (zie BINAS tabel 7)
𝑇 absolute temperatuur in K
A.d.h.v. een Planck-kromme kan ook worden bepaald welke kleur licht een ster uitstraalt. Een hete
ster (b.v. 6500 K) zend meer licht uit met lagere golflengten dan een koudere ster (ca. 4000 K).
Hierdoor ziet een hetere ster er blauwachtig uit en een koudere ster meer roodachtig.
Wet van Stefan-Boltzmann
Naast de kleur van het uitgezonden licht, bepaalt de oppervlaktetemperatuur ook het uitgezonden
vermogen (hoeveelheid straling per tijdseenheid) van een ster.
𝑷𝒃𝒓𝒐𝒏 = 𝝈 ∙ 𝑨 ∙ 𝑻𝟒
𝑃 uitgezonden vermogen in W
𝜎 constante van Stefan-Boltzmann in 𝑊
𝑚 ∙𝐾
𝐴 uitstralend oppervlak in 𝑚
𝑇 absolute temperatuur in K
Kwadratenwet
De straling van sterren verspreidt
zich in alle richtingen. Het
uitgezonden vermogen wordt daarbij
verspreid over een steeds groter
oppervlak. Voor de intensiteit van de
ontvangen straling geldt:
, 𝑷𝒃𝒓𝒐𝒏
𝑰=
𝟒 ∙ 𝝅 ∙ 𝒓𝟐
𝐼 intensiteit van de straling in 𝑊
𝑚
𝑃 uitgezonden vermogen in W
𝑟 afstand tussen bron en ontvanger in m
De intensiteit van elektromagnetische straling die vanaf de zon de aarde bereikt, heet de
zonneconstante, zie BINAS tabel 32C.
Eenheden in de astrofysica
De astronomische eenheid (AE) is de gemiddelde afstand van het midden van de aarde tot het
midden van de zon (zie BINAS tabel 5).
Een lichtjaar is de afstand die het licht in één jaar aflegt (zie BINAS tabel 5).
De lichtkracht 𝐿 is het uitgezonden vermogen van een hemellichaam. In BINAS tabel 32C staat het
uitgezonden vermogen van de zon.
Paragraaf 11.2 Sterren classificeren
Evolutie van sterren
Wanneer in een gaswolk massa samenklontert onder invloed van gravitatiekracht, noemen we dit
gravitatiecontractie. Hierbij komt energie vrij in de vorm van warmte. Bij een samenklontering van
voldoende massa ontstaat er een gasbol die een protoster wordt genoemd. Een protoster bestaat
voornamelijk uit waterstofgas. In de loop van miljoenen jaren verzamelt een protoster steeds meer
massa. Op een gegeven moment worden de druk en temperatuur in de protoster zo hoog dat er
kernfusie kan plaatsvinden; waterstof wordt hierbij omgezet in helium. Het kernfusieproces en de
temperatuur zorgen voor een druk naar buiten toe, waardoor de gravitatiecontractie stopt. Hierna
hangt het verloop van de evolutie van een ster af van de massa.
Sterren met een massa van 0,3 tot 8 𝑀⨀ veranderen na miljarden jaren in rode reuzen; die
hebben een grote omvang en een relatief lage temperatuur. Als in een rode reus de waterstof op
is, is er alleen nog maar gravitatiecontractie. De rode reus verandert uiteindelijk in een witte
dwerg; die heeft een kleinere omvang en een hogere temperatuur.
Sterren met een massa groter dan 8 𝑀⨀ vormen uiteindelijk rode superreuzen; die hebben een
grote omvang en een relatief lage temperatuur. Wanneer de waterstof in de superreus is
opgebrand, verloopt de gravitatiecontractie zeer snel. Hierdoor kunnen andere kernfusies
The benefits of buying summaries with Stuvia:
Guaranteed quality through customer reviews
Stuvia customers have reviewed more than 700,000 summaries. This how you know that you are buying the best documents.
Quick and easy check-out
You can quickly pay through credit card or Stuvia-credit for the summaries. There is no membership needed.
Focus on what matters
Your fellow students write the study notes themselves, which is why the documents are always reliable and up-to-date. This ensures you quickly get to the core!
Frequently asked questions
What do I get when I buy this document?
You get a PDF, available immediately after your purchase. The purchased document is accessible anytime, anywhere and indefinitely through your profile.
Satisfaction guarantee: how does it work?
Our satisfaction guarantee ensures that you always find a study document that suits you well. You fill out a form, and our customer service team takes care of the rest.
Who am I buying these notes from?
Stuvia is a marketplace, so you are not buying this document from us, but from seller LukevdW. Stuvia facilitates payment to the seller.
Will I be stuck with a subscription?
No, you only buy these notes for $4.26. You're not tied to anything after your purchase.
