Elektromagnetisch spectrum

Leerdoelen

•Je kunt uitleggen wat het elektromagnetisch spectrum is.

•Je kunt benoemen met welke drie soorten telescopen waarnemingen aan het heelal gedaan kunnen worden.

•Je kunt de wet van Wien (\lambda_{max}\cdot T=k_{w}) toepassen om de temperatuur van een hemellichaam te berekenen aan de hand van het stralingsmaximum.

Elektromagnetisch spectrum

Wat is elektromagnetische straling?

Elektromagnetische straling is een verzamelnaam voor alle soorten straling die bestaan uit elektromagnetische golven. Deze golven planten zich voort met de snelheid van het licht C. In een vacuüm is de snelheid van het licht C = 3,00 × 10^8 m/s.

Het meest bekende voorbeeld van elektromagnetische straling is zichtbaar licht. Als je naar de zon kijkt, zie je wit licht. Dit witte licht kan door een prisma worden uitgesplitst in alle kleuren van de regenboog: rood, geel, groen, blauw en paars. Deze kleuren verschillen van elkaar in golflengte. Zo heeft rood licht een golflengte tussen 600 en 700 nanometer (nm), terwijl blauw licht meer richting 480 nm zit. Informatie over het spectrum van zichtbaar licht vind je in Binas tabel 19A.

Het volledige spectrum

Buiten het zichtbare licht zijn er nog veel meer soorten elektromagnetische straling. Al deze golven voldoen aan de fundamentele relatie tussen snelheid, golflengte en frequentie: C=\lambda\cdot f, waarbij C de snelheid van het licht is, λ (lambda) de golflengte en f de frequentie. Dit betekent dat als de golflengte groter wordt, de frequentie lager wordt en vice versa.

Het elektromagnetisch spectrum omvat, van lange naar korte golflengtes (en dus van lage naar hoge frequenties):

•Radiogolven: Dit zijn de langste golven in het spectrum.

•Microgolven: Iets korter dan radiogolven. Ze worden gebruikt in magnetrons en voor radar.

•Infraroodstraling: Bekend van afstandsbedieningen en warmtecamera's.

•Zichtbaar licht: Het gedeelte van het spectrum dat wij kunnen zien, van rood naar paars.

•Ultravioletstraling: Straling met een kortere golflengte dan paars licht, verantwoordelijk voor zonnebrand.

•Röntgenstraling (X-rays): Met zeer korte golflengtes, gebruikt in de medische wereld voor afbeeldingen van botten.

•Gammastraling: De kortste en meest energierijke golven, gebruikt in de nucleaire geneeskunde.

Een overzicht van de verschillende soorten golven en hun eigenschappen is te vinden in Binas tabel 19B.

Waarnemen van elektromagnetische golven

De invloed van de atmosfeer

Niet alle elektromagnetische straling die de aarde bereikt, komt ook daadwerkelijk op het aardoppervlak terecht. Een groot deel van de straling wordt geabsorbeerd door de atmosfeer. Hierdoor werkt onze atmosfeer als een beschermend schild tegen schadelijke straling, maar het beperkt ook wat we vanaf de grond kunnen waarnemen.

Er zijn twee belangrijke "vensters" in de atmosfeer waardoor elektromagnetische straling het aardoppervlak wel bereikt:

1.Het radiovenster: hierdoor kunnen radiogolven de atmosfeer passeren.

2.Het optische venster: hierdoor kan zichtbaar licht de atmosfeer passeren.

Alle andere soorten straling, zoals ultraviolet-, röntgen- en gammastraling, worden grotendeels geabsorbeerd door de atmosfeer. Om deze straling waar te nemen, moeten we instrumenten de ruimte in sturen.

Telescooptypen

Om de verschillende soorten elektromagnetische straling uit het heelal waar te nemen, gebruiken astronomen diverse telescopen.

Optische telescopen

Optische telescopen maken gebruik van zichtbaar licht. Dit waren de allereerste telescopen en zijn in essentie grote verrekijkers.

•Voordelen: Ze zijn relatief eenvoudig in gebruik, zowel voor amateurastronomen als in wetenschappelijke observatoria.

•Nadelen: Voor wetenschappelijk onderzoek is een zeer hoge kwaliteit van spiegels of lenzen nodig, en de telescopen moeten erg groot zijn om zoveel mogelijk licht te verzamelen. Bovendien hebben optische telescopen veel last van lucht- en lichtvervuiling. Daarom staan veel grote optische telescopen op hoge bergen, vaak rond de evenaar, waar de lucht dunner en schoner is en er minder wolken en lichtvervuiling zijn.

Radiotelescopen

Radiotelescopen zijn ontworpen om radiogolven op te vangen. Bekende voorbeelden in Nederland zijn de radiotelescopen in Westerbork.

•Uitleg: radiogolven hebben een zeer grote golflengte. Om deze effectief te kunnen opvangen en concentreren, zijn gigantische schotels nodig. De bolling van de schotel zorgt ervoor dat de binnenkomende radiogolven worden gereflecteerd naar een centraal punt, waar ze worden opgevangen en verwerkt.

•Voordelen: radiogolven kunnen dag en nacht worden gemeten, en het signaal wordt niet gehinderd door bewolking. Door meerdere radiotelescopen op grote afstand van elkaar te plaatsen en hun signalen te combineren, kan een zeer groot bereik en detail worden verkregen.

•Nadelen: de telescopen moeten zeer groot zijn en de verwerking van de ontvangen signalen is complex.

Ruimtetelescopen

Ruimtetelescopen zijn telescopen die buiten de aardatmosfeer, in de ruimte, zijn geplaatst. Een bekend voorbeeld is de Hubble-telescoop.

•Voordelen: het grootste voordeel is dat ruimtetelescopen alle soorten elektromagnetische straling kunnen waarnemen, omdat ze geen last hebben van de absorberende werking van de aardatmosfeer. Dit maakt waarnemingen in ultraviolet, röntgen en gamma mogelijk.

•Nadelen: ruimtetelescopen zijn extreem duur, zowel in ontwikkeling en bouw als in lancering. Onderhoud in de ruimte is zeer lastig en de omvang van de spiegels is beperkt door de beschikbare ruimte in raketten.

•Posities: ruimtetelescopen kunnen in verschillende banen worden geplaatst:

•In een baan rond de aarde (zoals Hubble).

•Op een positie tussen de aarde en de zon, draaiend om de zon heen (bijvoorbeeld bij een van de Lagrangepunten).

•In een schaduwplek van de zon, bijvoorbeeld achter de aarde. Dit is ideaal voor het waarnemen van straling die niet van de zon afkomstig is.

Stralingsspectrum en temperatuur

De Planck-kromme

Sterren en andere warme objecten zenden elektromagnetische straling uit over een breed spectrum. De intensiteit van deze straling is afhankelijk van de golflengte. Als je de stralingsintensiteit uitzet tegen de golflengte, krijg je een grafiek die een Planck-kromme wordt genoemd.

De grafiek van de zon toont een piek rond 500 nanometer. Dit is de golflengte waarbij de zon de meeste stralingsintensiteit uitzendt. Zowel buiten de atmosfeer als op zeeniveau (hoewel de intensiteit op zeeniveau lager is door absorptie) ligt deze piek op dezelfde golflengte.

De vorm van een stralingsspectrum, en met name de golflengte van het stralingsmaximum (de piek), hangt uitsluitend af van de temperatuur van het stralende voorwerp.

•Hoe hoger de temperatuur van een object, hoe korter de golflengte van de piek in zijn stralingsspectrum. Ook geldt dat krommes van hetere objecten volledig boven de krommes van koudere objecten liggen; een heter object zendt bij elke golflengte meer straling uit.

Kleur en temperatuur

De kleur van een gloeiend object is direct gerelateerd aan zijn temperatuur en daarmee aan de piek van zijn stralingsspectrum.

•Een voorwerp op kamertemperatuur straalt voornamelijk in het infrarood uit en is voor ons onzichtbaar.

•Een gloeiende spijker is roodachtig, wat duidt op een relatief lage gloeitemperatuur.

•Een gloeilamp is geelachtig.

•Een zeer hete lamp kan wit tot blauwachtig lijken.

Dit principe geldt ook voor sterren. Koude sterren stralen meer in het rode deel van het spectrum en zien er dus roodachtig uit. Hetere sterren zenden meer straling uit bij kortere golflengtes en zien er blauwer uit. Hoe heter een ster, hoe blauwer hij lijkt, omdat het stralingsmaximum verschuift naar kortere, blauwe golflengtes.

De wet van Wien

Het verband tussen de temperatuur van een stralend voorwerp en de golflengte van zijn stralingsmaximum wordt beschreven door de wet van Wien.

•De formule luidt: \lambda_{max}\cdot T=k_{w}

•\lambda_{\max} is de golflengte van het stralingsmaximum, uitgedrukt in meters (m).

•T is de absolute temperatuur van het oppervlak, uitgedrukt in Kelvin (K).

•$ k_{w} $ is de constante van Wien. Dit is een vaste waarde van 2,898\times10^{-3} meter Kelvin (m·K). Deze constante is te vinden in Binas tabel 7.

Rekenvoorbeeld: Temperatuur van de zon

We kunnen de temperatuur van het oppervlak van de zon berekenen met de wet van Wien. Uit het stralingsspectrum van de zon blijkt dat de maximale golflengte (\lambda_{\max}) rond de 500 nanometer ligt.

Gegeven:

•\lambda_{\max}=500nm=500\times10^{-9}m

•$ k_{w} $ =2,898\times10^{-3}m\cdot K (constante van Wien)

Gevraagd: T (temperatuur van de zon)

Uitwerking: De wet van Wien is $ \lambda_{max}\cdot T=k_{w} $. Om T te vinden, herschrijven we de formule als T=\frac{k_{w}}{\lambda_{max}}. T=\frac{(2,898\times10^{-3})}{(500\times10^{-9})} T = 5,796 × 10^3 K

Afgerond is de temperatuur van de zon ongeveer 5,8 × 10^3 K. Voor eigenschappen van de zon wordt vaak een subscript met een zon-symbool (☉) gebruikt, bijvoorbeeld T☉. Dus, T☉ = 5,8 × 10^3 K.

Kleur van sterren en hun betekenis

De kleur van een ster vertelt ons direct iets over de oppervlaktetemperatuur van die ster. Een blauwe ster is heter dan een rode ster. Naast de kleur (temperatuur), de lichtsterkte en de straal (grootte) van een ster bepalen deze factoren samen wat voor soort ster het is en in welke fase van zijn levensloop hij zich bevindt. De kleur is dus een cruciale indicator voor het karakteriseren van sterren.