Doppler effect

Overal NaSk

Wat heb je nodig vandaag?

Boek en schrift

Rekenmachine

Pen

1 / 45

Slide 1: Tekstslide

NatuurkundeMiddelbare schoolvwoLeerjaar 5

In deze les zitten 45 slides, met interactieve quizzen, tekstslides en 1 video.

Lesduur is: 45 min

Onderdelen in deze les

Overal NaSk

Wat heb je nodig vandaag?

Boek en schrift

Rekenmachine

Pen

Slide 1 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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

Slide 2 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Hoofdstuk Astrofysica

Astrofysica - Doppler-effect & radiale snelheid

Astrofysica - Straling

Astrofusica - Kwadratenwet

Astrofysica - Absorptie & emissie

Astrofysica - Het Hertzsprung-Russell diagram

Slide 3 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Filmpje - Raadsel

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

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

Slide 4 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

11.3 Snelheid van sterren

Leerdoel: Doppler effect

Slide 5 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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

Slide 6 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

en.wikipedia.org

Slide 7 - Link

Deze slide heeft geen instructies

Slide 8 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 9 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 10 - Video

Deze slide heeft geen instructies

v << v_geluid

Slide 11 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

v << v_geluidv < v_geluid

Slide 12 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

v << v_geluidv < v_geluid v = v_geluid

Slide 13 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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

Slide 14 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

v << v_geluidv < 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

Slide 15 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 16 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Dopplerformule:

\frac{​ Δ λ ​ ​}{​ λ ​} = \frac{​ v ^{​ r ​ ​} ​ ​}{​ c ​}

Slide 17 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Yaren maakt presentatie planning en stuurt naar mw. R.

Slide 18 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Astrofysica

Doppler-effect & Radiale snelheid

Slide 19 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Verschillende verschijningsvormen sterren

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

Slide 20 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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

Slide 21 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Stelling van Pythagoras

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

tangentiële snelheid

v_radiale snelheid

Slide 22 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

11.4 Temperatuur van sterren

Leerdoelen: Warmtestraling, Wet van Stefan-bolzman, Plankkromme

Slide 23 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Warmtestralling

1000 K rood "Koel"

10 000 K Warm

Slide 24 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

De kleur van een ster

Slide 25 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Stralingsvermogen

Wet van Stafan-Bolzman

P^{​ b r o n ​ ​} = σ \cdot A \cdot 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

Slide 26 - Tekstslide

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^{​ b r o n ​ ​} = σ \cdot A \cdot T^{​ 4 ​ ​}

σ = 5,670*10⁻⁸ W· m⁻² · K⁻⁴

Slide 27 - Tekstslide

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.

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.

Slide 28 - Tekstslide

P = 3,9∙10²⁶ W

Stralingsvermogen

Wet van Stafan-Bolzman

Stralingsintensiteit

P^{​ b r o n ​ ​} = σ \cdot A \cdot T^{​ 4 ​ ​}

I = \frac{​ P ^{​ b r o n ​ ​} ​ ​}{​ 4 \cdot π \cdot r ^{​ 2 ​ ​} ​}

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

Slide 29 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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

Slide 30 - Open vraag

Deze slide heeft geen instructies

De Planckkromme en de wet van Wien

leerdoelen:

Hoe je de temperatuur van de ster kan bepalen

Slide 31 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 32 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 33 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 34 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 35 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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^{​ m a x ​ ​} \cdot T = k^{​ w ​ ​}

λ_max: Golflengte die het meest wordt uigezonden (m)

T: Temperatuur (K)

kw: Constante van Wien (BiNaS Tabel 7)

Slide 36 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Wet van Wien

Slide 37 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

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

De golflengte wordt kleiner en er wordt meer roder licht uitgezonden

De golflengte wordt groter en er wordt meer roder licht uitgezonden

De golflengte wordt kleiner en er wordt meer blauwer licht uitgezonden

De golflengte wordt groter en er wordt meer blauwer licht uitgezonden

Slide 38 - Quizvraag

Deze slide heeft geen instructies

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

Slide 39 - Open vraag

Deze slide heeft geen instructies

Hoe bepaal je de temperatuur van een ster?

Slide 40 - Open vraag

Deze slide heeft geen instructies

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.

Slide 41 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Opdracht: Kindje heeft hoge koorts, 40 graden celcius.

Breken de golflengte,

waarbij kind de meeste straling uitzendt

Slide 42 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Kwadratenwet

De bol met een straal r heeft een oppervlakte

A = 4 π r^{​ 2 ​ ​}

Slide 43 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 44 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Slide 45 - Tekstslide

Deze slide heeft geen instructies

Doppler effect

Onderdelen in deze les

Slide 1 - Tekstslide

Slide 2 - Tekstslide

Slide 3 - Tekstslide

Slide 4 - Tekstslide

Slide 5 - Tekstslide

Slide 6 - Tekstslide

Slide 7 - Link

Slide 8 - Tekstslide

Slide 9 - Tekstslide

Slide 10 - Video

Slide 11 - Tekstslide

Slide 12 - Tekstslide

Slide 13 - Tekstslide

Slide 14 - Tekstslide

Slide 15 - Tekstslide

Slide 16 - Tekstslide

Slide 17 - Tekstslide

Slide 18 - Tekstslide

Slide 19 - Tekstslide

Slide 20 - Tekstslide

Slide 21 - Tekstslide

Slide 22 - Tekstslide

Slide 23 - Tekstslide

Slide 24 - Tekstslide

Slide 25 - Tekstslide

Slide 26 - Tekstslide

Slide 27 - Tekstslide

Slide 28 - Tekstslide

Slide 29 - Tekstslide

Slide 30 - Open vraag

Slide 31 - Tekstslide

Slide 32 - Tekstslide

Slide 33 - Tekstslide

Slide 34 - Tekstslide

Slide 35 - Tekstslide

Slide 36 - Tekstslide

Slide 37 - Tekstslide

Slide 38 - Quizvraag

Slide 39 - Open vraag

Slide 40 - Open vraag

Slide 41 - Tekstslide

Slide 42 - Tekstslide

Slide 43 - Tekstslide

Slide 44 - Tekstslide

Slide 45 - Tekstslide

Meer lessen zoals deze

Zonnestelsel en Heelal - Overzicht 2122

Astrofysica - Doppler-effect & radiale snelheid

13 Zonnestelsel en Heelal

Het elektromagnetisch spectrum

Zonnestelsel en Heelal - Overzicht 2122

V6 18.3 29-9-2023

Astrofysica

H9.6 en 9.7 Snelheid van een ster en Het leven van een ster