Zonnestelsel en heelal
Waarom draait de maan om de aarde en hoe weet je hoe zwaar de zon is? Met de gravitatiewet van Newton reken je aan planeten en satellieten. Met het licht van sterren bepaal je hun temperatuur en snelheid, en ontdek je dat het heelal uitdijt.
Zo bouwt dit hoofdstuk op
Het hoofdstuk heeft vijf onderwerpen. Gegevens van zon, planeten en manen staan in Binas 31 en 32. De formules voor cirkelbewegingen staan in Binas 35A2, de gravitatiewet in 35A5 en de wet van Wien in 35E1. Eenheden als het lichtjaar en de AE staan in Binas 5, constanten als G en k_W in Binas 7A.
Bij elke formule staat een label: Binas betekent dat je de formule in Binas kunt opzoeken. Zelf afleiden betekent dat hij er niet in staat: je moet de redenering zelf kunnen geven.
De lessen
- 11.1aDe bouw van het zonnestelselDe zon staat in het midden; acht planeten draaien in bijna cirkelvormige banen om haar heen: vier rotsplaneten en vier gasplaneten. Planeten weerkaatsen zonlicht, sterren zenden zelf licht uit. Kometen, meteoren en meteorieten horen ook bij het zonnestelsel.Nog niet gelezen
- 11.1bDag, seizoenen en maanfasenDe dagelijkse beweging van zon en sterren is schijnbaar: de aarde draait om haar as. De schuine stand van de aardas veroorzaakt de seizoenen. De maan draait in 27,3 dagen om de aarde; de zon verlicht steeds een ander deel dat wij zien: de maanfasen.Nog niet gelezen
- 11.2aDe gravitatiewet van NewtonTwee massa's trekken elkaar aan met de gravitatiekracht F_g = G · m · M / r². De kracht is recht evenredig met beide massa's en omgekeerd evenredig met het kwadraat van de afstand tussen de middelpunten. De zwaartekracht op aarde is een gravitatiekracht.Nog niet gelezen
- 11.2bValversnelling en de massa van de aardeDe zwaartekracht is de gravitatiekracht van de aarde. Uit m · g = G · m · M/R² volgt g = G · M/R²; g hangt niet af van de massa van het vallende voorwerp. Op hoogte h geldt r = R + h. Met g, R en G bereken je de massa van de aarde.Nog niet gelezen
- 11.3aPlaneetbanen en baansnelheidBij een cirkelbaan levert de gravitatiekracht de middelpuntzoekende kracht: m · v²/r = G · m · M/r². Daaruit volgt v = √(G · M/r) en de derde wet van Kepler r³/T² = G · M/4π². Met de baan van een planeet of maan bereken je de massa van het centrale hemellichaam.Nog niet gelezen
- 11.3bSatellietenVoor een satelliet rond de aarde geldt ook F_g = F_mpz, met r = R + h. Een geostationaire satelliet heeft een omlooptijd gelijk aan de rotatieperiode van de aarde en hangt boven een vast punt van de evenaar, op ongeveer 36 000 km hoogte. Polaire satellieten scannen bij elke omloop een andere strook van de aarde.Nog niet gelezen
- 11.4aWaarnemen in het heelalHemellichamen zenden allerlei elektromagnetische straling uit. De atmosfeer laat alleen zichtbaar licht, een deel van het infrarood en radiogolven door. Daarom gebruik je optische telescopen en radiotelescopen op aarde, en ruimtetelescopen voor gamma-, röntgen-, uv- en het meeste infrarood.Nog niet gelezen
- 11.4bTemperatuur en spectra van sterrenEen ster zendt temperatuurstraling uit. Hoe heter de ster, hoe meer straling en hoe kleiner de golflengte λ_max van de piek in de stralingskromme: de wet van Wien, λ_max · T = k_W. Donkere absorptielijnen in het spectrum vertellen welke gassen in de buitenlaag van de ster zitten.Nog niet gelezen
- 11.5aAfstanden en de bouw van het heelalIn het zonnestelsel reken je met de astronomische eenheid (AE): de gemiddelde afstand aarde-zon. Tussen sterren reken je met het lichtjaar: de afstand die licht in een jaar aflegt. Hoe verder weg je kijkt, hoe verder terug in de tijd. Sterren vormen sterrenstelsels, en sterrenstelsels clusters en superclusters.Nog niet gelezen
- 11.5bHet uitdijend heelalSpectraallijnen van verre sterrenstelsels zijn naar het rood verschoven: ze bewegen van ons af. De snelheid is recht evenredig met de afstand: de wet van Hubble, v = H₀ · r. Het heelal dijt uit; terugrekenen geeft een oerknal ongeveer 13,9 miljard jaar geleden.Nog niet gelezen