Samenvatting natuurkunde 6 VWO
———————————————————————————————————————————
Dit is een complete samenvatting van alle stof van natuurkunde voor 6 VWO. Deze samenvatting
is geschreven op basis van de methode newton.
1. Zonnestelsel en heelal
2. Versnellen en afbuigen
3. Quantumfysica
4. Relativiteitstheorie (extra)
Pagina 1 van 15
, Natuurkunde - zonnestelsels en heelal
Paragraaf 1 Introductie
Astrofysica is de wetenschap die onderzoek doet naar sterren en het heelal. Het
elektromagnetische spectrum bestaat in volgorde van toenemende golflengte uit gammastraling,
röntgenstraling, uv-straling, zichtbaar licht, infraroodstraling, microgolven en radiogolven. Voor het
verband tussen golflengte en frequentie geldt: v = 𝜆 * f
Elektromagnetische straling is energie die als fotonen met de lichtsnelheid wordt overgebracht. De
fotonenergie is te berekenen met Ef = h * f
Paragraaf 2 oppervlaktetemperatuur van sterren
De fotosfeer, de buitenste laag van de zon, zendt allerlei soorten elektromagnetische straling uit.
Onze atmosfeer absorbeert een deel van die straling. Een optische telescoop neemt de
elektromagnetische straling waar. In een emissiespectrum staan de golflengtes die worden
uitgezin. Lopen de verschillende kleuren licht vloeiend in elkaar over, dan is het een
continuspectrum.
De intensiteit van de straling is de hoeveel W/m2. Hoe hoger de oppervlaktetemperatuur van een
ster, des te kleiner is de golflengte waarin de stralingsintensiteit maximaal is. De buitenstel hangen
van de zon absorberen de straling va kern van een ster. De oppervlaktetemperatuur drukken we
uit met Teff.
Om golflengtes waar te nemen die de atmosfeer anders absorbeert kan je op grote hoogte of met
satellieten meten. Een pulsar is een eindstadium van een ster met en heeft een grote massa. Bij
de explosie ontstaat r een supernova en blijft er een neutronenster achter. De brandstof van een
ster voor kernfusie (H en He) is op bij de explosie en de ster bezwijkt onder zijn eigen
gravitatiekracht. Zwaardere elementen dan H en He ontstaan in het heelal door de kernfusies en
komen vrij bij een supernova. Uit supernova’s en het heelal komt ook röntgen en gammastraling
die onze atmosfeer vervolgens weer absorbeert. Bij botsingen van neutronensterren en ander
objecten ontstaat een gammaflits (veel energie) na de gammaflitst blijft er een zwart gat achter.
Dito object heeft een grote massa en een Kline omvang. De ontsnappingssnelheid is daarom nog
groter dan het echt dat zelfs de fotonen worden opgezogen.
Bij een hogere temperatuur zendt een voorwerp niet alleen méér stralingsenergie uit, ook de kleur
is anders. Uit de straling die een ster uitzendt, kan je de oppervlaktetemperatuur bepalen. Bij elke
golfengte wordt in een stralingskromme dei intensiteit gezet. Een theoretische stralingskromme
noemen we een planckkromme. Als de temperatuur hoger is, is de stralingskromme hoger en
verschuift de top naar links. De oppervlakte onder de kromme is de totale stralingsintensiteit. De
oppervlaktetemperatuur noemen we ook wel effectieve temperatuur.
𝜆max * Teff = kw
Afwijkingen in de kromme ontstaan als onze atmosfeer of tussenliggende atmosferen sommige
golflengtes absorberen.
Paragraaf 3 stralingsvermogen en afstand van
sterren.
Astronomen hebben het over de kosmische afstandsladder
voor het bepalen van de afstand tot een ster.
Parralaxmethode: De parallax is de beweging die een ster
lijkt te maken tegen een stilstaande achtergrond door de
beweging van de aarde om de zon in 6 maanden. De hoek
tussen de twee metingen noemen we de parallax. Hoe
kleiner de hoek, de parallax, des te groter is de afstand
tussen ster en aarde.
Stralingsvermogen: Hoe groter de straal en hoe hoger de
oppervlaktetemperatuur van een ster zijn, des te groter is
het in totaal in alle richtingen door de ster uitgezonden stralingsvermogen (P). Het
stralingsvermogen per m2 noem je de stralingsintensiteit (I).
In het Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) staan de sterren gerangschikt. Langs de verticale as
staat log(p/po): de logaritmes van de verhouding tussen het stralingsvermogen van een ster en het
stralingsvermogen Po van de zon. Het stralingsvermogen van een ster wordt ook wel de
Pagina 2 van 15
———————————————————————————————————————————
Dit is een complete samenvatting van alle stof van natuurkunde voor 6 VWO. Deze samenvatting
is geschreven op basis van de methode newton.
1. Zonnestelsel en heelal
2. Versnellen en afbuigen
3. Quantumfysica
4. Relativiteitstheorie (extra)
Pagina 1 van 15
, Natuurkunde - zonnestelsels en heelal
Paragraaf 1 Introductie
Astrofysica is de wetenschap die onderzoek doet naar sterren en het heelal. Het
elektromagnetische spectrum bestaat in volgorde van toenemende golflengte uit gammastraling,
röntgenstraling, uv-straling, zichtbaar licht, infraroodstraling, microgolven en radiogolven. Voor het
verband tussen golflengte en frequentie geldt: v = 𝜆 * f
Elektromagnetische straling is energie die als fotonen met de lichtsnelheid wordt overgebracht. De
fotonenergie is te berekenen met Ef = h * f
Paragraaf 2 oppervlaktetemperatuur van sterren
De fotosfeer, de buitenste laag van de zon, zendt allerlei soorten elektromagnetische straling uit.
Onze atmosfeer absorbeert een deel van die straling. Een optische telescoop neemt de
elektromagnetische straling waar. In een emissiespectrum staan de golflengtes die worden
uitgezin. Lopen de verschillende kleuren licht vloeiend in elkaar over, dan is het een
continuspectrum.
De intensiteit van de straling is de hoeveel W/m2. Hoe hoger de oppervlaktetemperatuur van een
ster, des te kleiner is de golflengte waarin de stralingsintensiteit maximaal is. De buitenstel hangen
van de zon absorberen de straling va kern van een ster. De oppervlaktetemperatuur drukken we
uit met Teff.
Om golflengtes waar te nemen die de atmosfeer anders absorbeert kan je op grote hoogte of met
satellieten meten. Een pulsar is een eindstadium van een ster met en heeft een grote massa. Bij
de explosie ontstaat r een supernova en blijft er een neutronenster achter. De brandstof van een
ster voor kernfusie (H en He) is op bij de explosie en de ster bezwijkt onder zijn eigen
gravitatiekracht. Zwaardere elementen dan H en He ontstaan in het heelal door de kernfusies en
komen vrij bij een supernova. Uit supernova’s en het heelal komt ook röntgen en gammastraling
die onze atmosfeer vervolgens weer absorbeert. Bij botsingen van neutronensterren en ander
objecten ontstaat een gammaflits (veel energie) na de gammaflitst blijft er een zwart gat achter.
Dito object heeft een grote massa en een Kline omvang. De ontsnappingssnelheid is daarom nog
groter dan het echt dat zelfs de fotonen worden opgezogen.
Bij een hogere temperatuur zendt een voorwerp niet alleen méér stralingsenergie uit, ook de kleur
is anders. Uit de straling die een ster uitzendt, kan je de oppervlaktetemperatuur bepalen. Bij elke
golfengte wordt in een stralingskromme dei intensiteit gezet. Een theoretische stralingskromme
noemen we een planckkromme. Als de temperatuur hoger is, is de stralingskromme hoger en
verschuift de top naar links. De oppervlakte onder de kromme is de totale stralingsintensiteit. De
oppervlaktetemperatuur noemen we ook wel effectieve temperatuur.
𝜆max * Teff = kw
Afwijkingen in de kromme ontstaan als onze atmosfeer of tussenliggende atmosferen sommige
golflengtes absorberen.
Paragraaf 3 stralingsvermogen en afstand van
sterren.
Astronomen hebben het over de kosmische afstandsladder
voor het bepalen van de afstand tot een ster.
Parralaxmethode: De parallax is de beweging die een ster
lijkt te maken tegen een stilstaande achtergrond door de
beweging van de aarde om de zon in 6 maanden. De hoek
tussen de twee metingen noemen we de parallax. Hoe
kleiner de hoek, de parallax, des te groter is de afstand
tussen ster en aarde.
Stralingsvermogen: Hoe groter de straal en hoe hoger de
oppervlaktetemperatuur van een ster zijn, des te groter is
het in totaal in alle richtingen door de ster uitgezonden stralingsvermogen (P). Het
stralingsvermogen per m2 noem je de stralingsintensiteit (I).
In het Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) staan de sterren gerangschikt. Langs de verticale as
staat log(p/po): de logaritmes van de verhouding tussen het stralingsvermogen van een ster en het
stralingsvermogen Po van de zon. Het stralingsvermogen van een ster wordt ook wel de
Pagina 2 van 15
