Doppler effect

• Natuurkunde
• Middelbare school
• vwo
• Leerjaar 5

Overal NaSk

Wat heb je nodig vandaag?

Boek en schrift

Rekenmachine

Pen

Planning

9 april    11.3 snelheid van sterren

11 april 11.3 snelheid van sterren

16 april 11.4 Temperatuur van sterren

Na de mei vakantie 

15 mei	08.00 Presentaties
22 mei	08.00 presentaties
Week 27 mei	TWB

Hoofdstuk Astrofysica

Astrofysica - Doppler-effect & radiale snelheid

Astrofysica - Straling

Astrofusica - Kwadratenwet

Astrofysica - Absorptie & emissie

Astrofysica - Het Hertzsprung-Russell diagram

Filmpje - Raadsel

Waarom ?  waarom?  waarom ? waarom ?  waarom?  waarom?  waarom?  waarom  ?  waarom ? WAAROM ?

WAAROM ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? ?? ? ???????

11.3 Snelheid van sterren

Leerdoel: Doppler effect

20.6 het relativistische doppler effect

• Het doppler-effect beschrijft
  hoe de freq/golflengte van 
  golven verandert met een bewegende bron:
• naar je toe: hogere frequentie, van je af: lagere frequentie
• Met licht zien we rood- en blauwverschuiving
• het relativistische doppler-effect omschrijft dit proces wanneer de bron met een zeer hoge snelheid beweegt

en.wikipedia.org

     v << v_geluid       

     v << v_geluid         v < v_geluid       

     v << v_geluid         v < v_geluid         v = v_geluid     

     v << v_geluid         v < v_geluid         v = v_geluid         v > v_geluid

     v << v_geluid         v < v_geluid         v = v_geluid         v > v_geluid

Tanja Kühnel / aus dem Buch "Christian Doppler – Der für die Menschheit bedeutendste Salzburger“ von Clemens M. Hutter

Doppler effect

Dopplerformule:

​λ​​Δλ​​=​c​​v​r​​​​

Yaren maakt presentatie planning en stuurt naar mw. R.

Astrofysica

Doppler-effect & Radiale snelheid

Verschillende verschijningsvormen sterren

Bijv. sterrenbeeld Orion met de ster Betelgeuze
Betelgeuze: 430 lichtjaar afstand, ontdekt door Arabieren (bat al-jawzā), 950 keer diameter zon

11.3 Snelheid van sterren

Deze les ga je het volgende bekijken

- Je leert het dopplereffect kennen

- Je leert dat sterren een tangentiele en radiale snelheid hebben en hoe die zich tot elkaar verhouden. 

- En kun je uitleggen waarom er rood- en blauwverschuiving heerst in het spectrum

Stelling van Pythagoras 

Om de v_ster hier te bepalen, heb je de stelling van Pythagoras nodig 

tangentiële snelheid

v_radiale snelheid

11.4 Temperatuur van sterren

Leerdoelen: Warmtestraling, Wet van Stefan-bolzman, Plankkromme

Warmtestralling

1000 K rood  "Koel"

10 000 K Warm

De kleur van een ster

Stralingsvermogen

Wet van Stafan-Bolzman 

P​bron​​=σ⋅A⋅T​4​​

Stralingsvermogen

Het stralingsvermogen P (W), ookwel lichtsterkte, van een ster is de per seconde in alle richtingen uitgezonden stralingsenergie.

σ = 5,670*10⁻⁸ W· m⁻² · K⁻⁴

Het stralingsvermogen (in W) van een ster hangt volgens de wet van Stefan-Boltzmann af van de steroppervlakte en de 'oppervlaktetemperatuur'.

Bovenstaande formule is afgeleid op basis van de aanname dat de stralingsbron zijn

stralingsvermogen homogeen in alle richtingen uitzendt en dat er tussen de bron en de

waarnemer geen absorptie of andere storende effecten optreden.

De temperatuur van een ster is echter niet zo eenvoudig te geven als het lijkt, want het binnenste van een ster is meerdere miljoenen Kelvin en de buitenkant slecht enkele duizenden Kelvin.

Daarnaast zijn er nog allerlei onregelmatigheden ten gevolge van stromingen, magneetvelden en dergelijke. De temperatuur van een ster wordt daarom gedefinieerd als de temperatuur die een homogene bol van gelijke grootte als de ster zou moeten

hebben om een gelijk stralingsvermogen uit te zenden. Deze temperatuur wordt de

effectieve temperatuur van een ster genoemd.

Stralingsvermogen

Wet van Stafan-Bolzman 

• Aangenomen wordt dat de stralingsbron zijn stralingsvermogen homogeen in alle richtingen uitzendt en dat er tussen de bron en de waarnemer geen absorptie of andere storende effecten optreden. 
  
  
• Effectieve temperatuur
  De temperatuur die een homogene bol van gelijke grootte als de ster zou moeten hebben om een gelijk stralingsvermogen uit te zenden. 

P​bron​​=σ⋅A⋅T​4​​

σ = 5,670*10⁻⁸ W· m⁻² · K⁻⁴

Het stralingsvermogen (in W) van een ster hangt volgens de wet van Stefan-Boltzmann af van de steroppervlakte en de 'oppervlaktetemperatuur'.

Bovenstaande formule is afgeleid op basis van de aanname dat de stralingsbron zijn

stralingsvermogen homogeen in alle richtingen uitzendt en dat er tussen de bron en de

waarnemer geen absorptie of andere storende effecten optreden.

De temperatuur van een ster is echter niet zo eenvoudig te geven als het lijkt, want het binnenste van een ster is meerdere miljoenen Kelvin en de buitenkant slecht enkele duizenden Kelvin.

Daarnaast zijn er nog allerlei onregelmatigheden ten gevolge van stromingen, magneetvelden en dergelijke. De temperatuur van een ster wordt daarom gedefinieerd als de temperatuur die een homogene bol van gelijke grootte als de ster zou moeten

hebben om een gelijk stralingsvermogen uit te zenden. Deze temperatuur wordt de

effectieve temperatuur van een ster genoemd.

Oefeopgave

De zon (r = 0,696*10⁹ m) bevindt zich gemiddeld op een afstand van 1,496∙10¹¹ m van de aarde. De stralingsintensiteit die de aarde ontvangt (op de atmosfeer), de zogenaamde

zonneconstante, bedraagt 1,4∙10³ W/m². 

Bereken de oppervlaktetemperatuur van de zon.

P =  3,9∙10²⁶ W

Stralingsvermogen

Wet van Stafan-Bolzman

Stralingsintensiteit

P​bron​​=σ⋅A⋅T​4​​

I=​4⋅π⋅r​2​​​​P​bron​​​​

Stralingsvermogen

Het stralingsvermogen P (W), ookwel lichtsterkte, van een ster is de per seconde in alle richtingen uitgezonden stralingsenergie.

σ = 5,670*10⁻⁸ W· m⁻² · K⁻⁴

Welk licht geeft de
hoogste temperatuur
aan? En de laagste?

De Planckkromme en de wet van Wien

leerdoelen:

 Hoe je de temperatuur van de ster kan bepalen

De Wet van Wien

λ_max verschuift naar links als de temperatuur stijgt.

!!!!!!! LET OP: Deze formule geldt alleen bij LICHT (niet bij geluid!!!)

λ​max​​⋅T=k​w​​

λ_max: Golflengte die het meest wordt uigezonden (m)

T: Temperatuur (K)

kw: Constante van Wien (BiNaS Tabel 7)

Wet van Wien

Wat gebeurt er met de top (λmax) van de grafiek als de temperatuur stijgt?

1. De golflengte wordt kleiner en er wordt meer roder licht uitgezonden
2. De golflengte wordt groter en er wordt meer roder licht uitgezonden
3. De golflengte wordt kleiner en er wordt meer blauwer licht uitgezonden
4. De golflengte wordt groter en er wordt meer blauwer licht uitgezonden

Hoe hoger de temperatuur, des te ... de golflengte.

Hoe bepaal je de temperatuur van een ster?

De Wet van Wien

Er is een top bij een bepaalde temperatuur, λ_max, van deze golflengte wordt het meeste uitgezonden.

Oppervlakte van de grafiek → totale intensiteit (energie per vierkante meter) die wordt uitgezonden.

Hoe hoger de T, des te meer energie wordt uitgezonden (hogere grafiek).

λ_max verschuift naar links als de temperatuur stijgt.

Opdracht: Kindje heeft hoge koorts, 40 graden celcius.

Breken de golflengte, 

waarbij kind de meeste straling uitzendt

Kwadratenwet

De bol met een straal r heeft een oppervlakte 

A=4πr​2​​