Temperatuur en spectra van sterren
Een stuk staal dat je verhit, gloeit eerst rood, dan oranje, geel en ten slotte wit. Ook de kleur van een ster vertelt hoe heet hij is.
Na deze les kun je
- een stralingskromme lezen
- rekenen met de wet van Wien
- uitleggen hoe absorptielijnen ontstaan
Dit weet je al
Het elektromagnetisch spectrum en de golflengte (hoofdstuk 10).
Stralingskrommen
Een stralingskromme geeft de stralingsintensiteit bij elke golflengte. De straling hangt af van de temperatuur: temperatuurstraling.
Als de temperatuur stijgt:
- neemt de intensiteit bij alle golflengtes toe;
- schuift de piek naar kleinere golflengtes.
Een rode ster is relatief koel (ongeveer 3000 K), een blauwe ster heet (ongeveer 13 000 K).
Zo bepaal je de temperatuur van de buitenste laag van een ster, de fotosfeer. Het binnenste van een ster is veel heter.
De piek van de stralingskromme van de zon ligt bij ongeveer 500 nm. Bereken de oppervlaktetemperatuur.
- Reken om: 500 nm = 5,00 · 10⁻⁷ m.
- Binas 32B geeft 5,78 · 10³ K: dat klopt goed.
Een ster heeft een oppervlaktetemperatuur van 3,2 · 10³ K. Bij welke golflengte zendt hij het meest uit?
- Dat is 910 nm: infrarood. Van het zichtbare licht is het rode deel het sterkst.
Absorptielijnen
- In het spectrum van de zon zie je donkere lijnen op een continu spectrum (Binas 20).
- Het continue spectrum komt van de temperatuurstraling uit de fotosfeer.
- Het koudere gas in de buitenlaag absorbeert alleen de golflengtes die bij dat gas horen. Die ontbreken: absorptielijnen.
- Elk gas heeft zijn eigen lijnen. Zo weet je dat sterren vooral uit waterstof en helium bestaan.
In de wet van Wien staat altijd in kelvin en in meter.
Snap je het?
Ster A is blauw, ster B is rood. Welke ster is het heetst?
Een ster heeft T = 1,0 · 10⁴ K. Bereken λ_max.
- Gebruik de wet van Wien:
In paragraaf 11.5 gebruik je verschuivingen van spectraallijnen om te ontdekken dat het heelal uitdijt.
Klaar met deze les? Zet hem op gelezen; je voortgang staat rechtsboven.