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
Voordelen van het kopen van samenvattingen bij Stuvia op een rij:
Verzekerd van kwaliteit door reviews
Stuvia-klanten hebben meer dan 700.000 samenvattingen beoordeeld. Zo weet je zeker dat je de beste documenten koopt!
Snel en makkelijk kopen
Je betaalt supersnel en eenmalig met iDeal, creditcard of Stuvia-tegoed voor de samenvatting. Zonder lidmaatschap.
Focus op de essentie
Samenvattingen worden geschreven voor en door anderen. Daarom zijn de samenvattingen altijd betrouwbaar en actueel. Zo kom je snel tot de kern!
Veelgestelde vragen
Wat krijg ik als ik dit document koop?
Je krijgt een PDF, die direct beschikbaar is na je aankoop. Het gekochte document is altijd, overal en oneindig toegankelijk via je profiel.
Tevredenheidsgarantie: hoe werkt dat?
Onze tevredenheidsgarantie zorgt ervoor dat je altijd een studiedocument vindt dat goed bij je past. Je vult een formulier in en onze klantenservice regelt de rest.
Van wie koop ik deze samenvatting?
Stuvia is een marktplaats, je koop dit document dus niet van ons, maar van verkoper LukevdW. Stuvia faciliteert de betaling aan de verkoper.
Zit ik meteen vast aan een abonnement?
Nee, je koopt alleen deze samenvatting voor €3,99. Je zit daarna nergens aan vast.
