Zonnestelsel en Heelal
OPPERVLAKTETEMPERATUUR VAN STERREN
Het emissiespectrum van de zon is een continuspectrum, waarin de verschillende kleuren licht
vloeiend in elkaar overlopen.
De grafiek van de stralingsintensiteit (energie die per seconde per m 2 een loodrecht oppervlakte
treft) per golflengte-interval wordt de stralingskromme genoemd. De stralingsintensiteit is gelijk
aan de oppervlakte onder de stralingskromme. De zonneconstante geeft aan hoeveel energie er
per seconde straalt door een oppervlakte van 1 m2 buiten de atmosfeer en loodrecht op de
invallende zonnestralen.
De atmosfeer van de aarde laat vooral zichtbar licht, radiogolven met golflengtes tussen
ongeveer 10cm en 10m en een deel van het infrarood door. Metingen naar radiogolven worden
uitgevoerd met radiotelescopen op zeeniveau. Voor metingen aan infraroodstraling is een
infraroodtelescoop op grote hoogte nodig, omdat deze straling grotendeels wordt geabsorbeerd
door onze atmosfeer. Zeer hete sterren en gaswolken zenden ook ultraviolet- en röntgenstraling
uit. Deze soorten straling kunnen alleen met satellieten worden waargenomen.
Elektromagnetische straling wordt uitgezonden en ook geabsorbeerd als fotonen;
energiepakketjes met een bepaalde hoeveelheid elektromagnetische energie die zich met de
lichtsnelheid kan verplaatsen.
E f =h∙ f
Met Ef in Joule, f de frequentie in Hertz (c=f*λ), en h de constante van Planck (6,626*10 -34 J*s).
Bij een hogere temperatuur zendt een voorwerp niet alleen meer stralingsenergie uit, maar ook
de kleur is anders. Om de oppervlaktetemperatuur van een ster te bepalen, maak je met een
spectroscoop een spectrum van de straling en meet je bij een reeks golflengtes de intensiteit. De
golflengte die hoort bij de piek van het stralingskromme is λmax.
λ max ∙T =k W
Met λmax in meter, T de oppervlaktetemperatuur in Kelvin, kW de constante van Wien (2,898*10-3).
Pbron
I=
4 π ∙r 2
Met I de stralingsintensiteit bij de aarde (W/m2), r de afstand tot de ster in meter, en Pbron het
totale stralingsvermogen (energie die een ster per seconde uitzendt) in Watt.
, TOTALE STRALINGSVERMOGEN VAN STERREN
In het Hertzsprung-Russell-diagram staat de oppervlaktetemperatuur en het totale
stralingsvermogen van sterren vergeleken met dat van de zon. Langs de verticale as van het
HRD staat de logaritme van de verhouding tussen het totale stralingsvermogen P bron en het totale
stralingsvermogen van de zon. Langs de horizontale as staat de logaritme van de
oppervlaktetemperatuur T of effectieve temperatuur Teff van een ster. Langs de as neemt de
temperatuur van links naar rechts af. De meeste sterren, waaronder de zon, bevinden zich op de
hoofdreeks: de strook van rechtsonder naar linksboven. Een aantal sterren wijkt van die
regelmaat af: de reuzen, superreuzen en de witte dwergen.
4
Pbron=σ ∙ A ∙ T
Dit is de wet van Stefan-Boltzmann; met Pbron in Watt, A de oppervlakte in m2, σ de constante van
Stefan-Boltzmann (5,670*10-8), en T de temperatuur in Kelvin.
De parallax p is een heel kleine hoek die vanaf de
aarde te meten is. Voor de parallaxhoek p geldt:
AU
tan ( p ) =
d
Met p in graden, AU de afstand tussen de aarde
en de zon in meter, en d de afstand van de ster tot
de aarde in meter. 1 graad is 3600 boogseconden
(symbool: ‘’), en 60 boogminuten (symbool: ‘).
SAMENSTELLING VAN STERREN
Sterren en gloeilampen zijn ongeveer zwarte stralers: voorwerpen die elke golflengte kunnen
absorberen en ook uitzenden. Dit is het continuspectrum van de zon:
Stoffen kunnen bepaalde golflengtes uitzenden. Dit is het emissiespectrum van een bepaald gas;
De donkere lijnen (fraunhoferlijnen) in het zonnespectrum worden veroorzaakt door koude
gassen rond de zon, die bepaalde golflengtes absorberen.
OPPERVLAKTETEMPERATUUR VAN STERREN
Het emissiespectrum van de zon is een continuspectrum, waarin de verschillende kleuren licht
vloeiend in elkaar overlopen.
De grafiek van de stralingsintensiteit (energie die per seconde per m 2 een loodrecht oppervlakte
treft) per golflengte-interval wordt de stralingskromme genoemd. De stralingsintensiteit is gelijk
aan de oppervlakte onder de stralingskromme. De zonneconstante geeft aan hoeveel energie er
per seconde straalt door een oppervlakte van 1 m2 buiten de atmosfeer en loodrecht op de
invallende zonnestralen.
De atmosfeer van de aarde laat vooral zichtbar licht, radiogolven met golflengtes tussen
ongeveer 10cm en 10m en een deel van het infrarood door. Metingen naar radiogolven worden
uitgevoerd met radiotelescopen op zeeniveau. Voor metingen aan infraroodstraling is een
infraroodtelescoop op grote hoogte nodig, omdat deze straling grotendeels wordt geabsorbeerd
door onze atmosfeer. Zeer hete sterren en gaswolken zenden ook ultraviolet- en röntgenstraling
uit. Deze soorten straling kunnen alleen met satellieten worden waargenomen.
Elektromagnetische straling wordt uitgezonden en ook geabsorbeerd als fotonen;
energiepakketjes met een bepaalde hoeveelheid elektromagnetische energie die zich met de
lichtsnelheid kan verplaatsen.
E f =h∙ f
Met Ef in Joule, f de frequentie in Hertz (c=f*λ), en h de constante van Planck (6,626*10 -34 J*s).
Bij een hogere temperatuur zendt een voorwerp niet alleen meer stralingsenergie uit, maar ook
de kleur is anders. Om de oppervlaktetemperatuur van een ster te bepalen, maak je met een
spectroscoop een spectrum van de straling en meet je bij een reeks golflengtes de intensiteit. De
golflengte die hoort bij de piek van het stralingskromme is λmax.
λ max ∙T =k W
Met λmax in meter, T de oppervlaktetemperatuur in Kelvin, kW de constante van Wien (2,898*10-3).
Pbron
I=
4 π ∙r 2
Met I de stralingsintensiteit bij de aarde (W/m2), r de afstand tot de ster in meter, en Pbron het
totale stralingsvermogen (energie die een ster per seconde uitzendt) in Watt.
, TOTALE STRALINGSVERMOGEN VAN STERREN
In het Hertzsprung-Russell-diagram staat de oppervlaktetemperatuur en het totale
stralingsvermogen van sterren vergeleken met dat van de zon. Langs de verticale as van het
HRD staat de logaritme van de verhouding tussen het totale stralingsvermogen P bron en het totale
stralingsvermogen van de zon. Langs de horizontale as staat de logaritme van de
oppervlaktetemperatuur T of effectieve temperatuur Teff van een ster. Langs de as neemt de
temperatuur van links naar rechts af. De meeste sterren, waaronder de zon, bevinden zich op de
hoofdreeks: de strook van rechtsonder naar linksboven. Een aantal sterren wijkt van die
regelmaat af: de reuzen, superreuzen en de witte dwergen.
4
Pbron=σ ∙ A ∙ T
Dit is de wet van Stefan-Boltzmann; met Pbron in Watt, A de oppervlakte in m2, σ de constante van
Stefan-Boltzmann (5,670*10-8), en T de temperatuur in Kelvin.
De parallax p is een heel kleine hoek die vanaf de
aarde te meten is. Voor de parallaxhoek p geldt:
AU
tan ( p ) =
d
Met p in graden, AU de afstand tussen de aarde
en de zon in meter, en d de afstand van de ster tot
de aarde in meter. 1 graad is 3600 boogseconden
(symbool: ‘’), en 60 boogminuten (symbool: ‘).
SAMENSTELLING VAN STERREN
Sterren en gloeilampen zijn ongeveer zwarte stralers: voorwerpen die elke golflengte kunnen
absorberen en ook uitzenden. Dit is het continuspectrum van de zon:
Stoffen kunnen bepaalde golflengtes uitzenden. Dit is het emissiespectrum van een bepaald gas;
De donkere lijnen (fraunhoferlijnen) in het zonnespectrum worden veroorzaakt door koude
gassen rond de zon, die bepaalde golflengtes absorberen.
