Warning, /education/kstars/po/nl/docs/kstars/blackbody.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.
0001 <sect1 id="ai-blackbody"> 0002 0003 <sect1info> 0004 0005 <author 0006 ><firstname 0007 >Jasem</firstname 0008 > <surname 0009 >Mutlaq</surname 0010 > <affiliation 0011 ><address> 0012 </address 0013 ></affiliation> 0014 </author> 0015 </sect1info> 0016 0017 <title 0018 >Zwartelichaamsstraling</title> 0019 <indexterm 0020 ><primary 0021 >Zwartelichaamsstraling</primary> 0022 <seealso 0023 >Kleuren en temperaturen van sterren</seealso> 0024 </indexterm> 0025 0026 <para 0027 >Een <firstterm 0028 >zwart lichaam</firstterm 0029 > (black body) is een donker object dat <firstterm 0030 >thermische straling</firstterm 0031 > uitzendt. Een perfect zwart lichaam absorbeert al het invallende licht, en reflecteert niets. Op kamertemperatuur zou zo'n object er geheel zwart uitzien (vandaar de term <emphasis 0032 >zwart lichaam</emphasis 0033 >). Maar, indien het tot een hoge temperatuur wordt verhit, zal het object gaan gloeien door het uitzenden van <firstterm 0034 >thermische straling</firstterm 0035 > . </para> 0036 0037 <para 0038 >In feite zenden alle objecten thermische straling uit (tenminste, als hun temperatuur boven het absolute nulpunt, 0 K of -273,15 graden Celsius is). Maar er is geen object dat een perfect zwart lichaam is; in werkelijkheid kan elk object sommige golflengten van het licht beter absorberen/uitstralen dan andere golflengten. Deze ongelijkheid maakt het lastig om de wisselwerking van licht, warmte en materie te bestuderen door hiervoor normale objecten te gebruiken. </para> 0039 0040 <para 0041 >Gelukkig is het mogelijk om een bijna perfect zwart lichaam te maken. Neem een doos van thermisch geleidend materiaal, zoals metaal. De doos moet aan alle zijden geheel worden afgesloten, zodat de binnenkant een holte vormt waarin geen licht van buiten kan komen. Maak daarna ergens op de doos een klein gaatje. Het licht dat uit dit gaatje komt zal bijna perfect op het licht lijken dat komt van een zwart lichaam, dat de temperatuur heeft van de lucht binnen in de doos. Opmerking vertaler: hoewel het oog niet geheel aan de beschrijving voldoet, is de pupil een goed voorbeeld. De pupil is zwart omdat licht dat (schuin) in het oog valt, binnen het oog wordt verstrooid en in alle richtingen door de wanden wordt weerkaatst,zodat maar een zeer klein gedeelte ervan door de pupil weer naar buiten komt. </para> 0042 0043 <para 0044 >In het begin van de 20e eeuw, bestudeerden wetenschappers zoals Lord Rayleigh en Max Planck (en anderen) de straling van een zwart lichaam met behulp van zo'n doos. Na veel arbeid kon Planck een empirische (proefondervindelijke) beschrijving geven van de intensiteit (sterkte) van het licht dat door een zwart lichaam wordt uitgezonden, als functie van de golflengte. Verder nog kon hij beschrijven hoe dit spectrum (de grafiek van de intensiteit van de thermische straling als functie van de golflengte) verandert als de temperatuur verandert. Het werk van Planck aan de zwartelichaamsstraling is een van die gebieden van de Natuurkunde die aan de basis stonden van die wonderlijke wetenschap, de Quantum Mechanica, maar ongelukkigerwijs valt deze buiten het bestek van dit artikel. </para> 0045 0046 <para 0047 >Wat Planck en de anderen vonden was, dat als de temperatuur van een zwart lichaam stijgt, de totale hoeveelheid licht die per seconde wordt uitgestraald toeneemt, en dat de golflengte van de top van het spectrum naar de blauwere kleuren (kortere golflengten) verschuift (zie figuur 1). </para> 0048 0049 <para> 0050 <mediaobject> 0051 <imageobject> 0052 <imagedata fileref="blackbody.png" format="PNG"/> 0053 </imageobject> 0054 <caption 0055 ><para 0056 ><phrase 0057 >Figuur 1</phrase 0058 ></para 0059 ></caption> 0060 </mediaobject> 0061 </para> 0062 0063 <para 0064 >Bijvoorbeeld, een ijzeren staaf wordt oranje-rood wanneer die tot een hoge temperatuur wordt verhit, en de kleur verandert naar blauw en wit als de staaf nog verder wordt verhit. </para> 0065 0066 <para 0067 >In 1893 vond de Duitse Natuurkundige Wilhelm Wien de kwantitatieve relatie tussen de temperatuur van een zwart lichaam en de golflengte van de top van het spectrum, zoals weergegeven in de volgende vergelijking: </para> 0068 0069 <para> 0070 <mediaobject> 0071 <imageobject> 0072 <imagedata fileref="lambda_max.png" format="PNG"/> 0073 </imageobject> 0074 </mediaobject> 0075 </para> 0076 0077 <para 0078 >waar T de temperatuur is in Kelvin. De wet van Wien (ook bekend als de verschuivingswet van Wien) zegt dat de golflengte van de maximale emissie (uitstraling) van een zwart lichaam omgekeerd evenredig is met de temperatuur van dat zwarte lichaam. Dit is wel te begrijpen: licht met een kortere golflengte (hogere frequentie) komt overeen met fotonen met een hogere energie, zoals je die zou verwachten van een object met een hogere temperatuur. </para> 0079 0080 <para 0081 >Bijvoorbeeld, de zon heeft een gemiddelde (oppervlakte)temperatuur van 5800 K, de golflengte van de maximale emissie (lambda(max)) wordt dus gegeven door: <mediaobject 0082 > <imageobject> 0083 <imagedata fileref="lambda_ex.png" format="PNG"/> 0084 </imageobject> 0085 </mediaobject> 0086 </para> 0087 0088 <para 0089 >Deze golflengte ligt in het groene deel van het zichtbare lichtspectrum, maar de Zon straalt ook licht uit met kortere en langere golflengten dan lambda(max). Het menselijke oog ziet de kleur van de Zon als geel/wit. </para> 0090 0091 <para 0092 >In 1879 toonde de Oostenrijkse Natuurkundige Stephan Josef Stefan aan dat de lichtkracht, L (de totale uitgestraalde energie) van een zwart lichaam evenredig is met de 4de macht van de (absolute) temperatuur T. </para> 0093 0094 <para> 0095 <mediaobject> 0096 <imageobject> 0097 <imagedata fileref="luminosity.png" format="PNG"/> 0098 </imageobject> 0099 </mediaobject> 0100 </para> 0101 0102 <para 0103 >waar A de grootte van het oppervlak is, alpha een evenredigheidsconstante, en T de temperatuur in Kelvin. Dat betekent dat als we de temperatuur twee keer zo hoog maken (b.v. van 1000 K naar 2000 K), de totale hoeveelheid energie die door een zwart lichaam wordt uitgestraald toeneemt met een factor 2<superscript 0104 >4</superscript 0105 >, of 16. </para> 0106 0107 <para 0108 >Vijf jaar later leidde de Oostenrijkse Natuurkundige Ludwig Boltzmann dezelfde relatie af, en die is nu bekend als de wet van Stefan-Boltzmann. Als we een bolvormige ster beschouwen met met een straal R, dan is de lichtkracht van een dergelijke ster </para> 0109 0110 <para> 0111 <mediaobject> 0112 <imageobject> 0113 <imagedata fileref="luminosity_ex.png" format="PNG"/> 0114 </imageobject> 0115 </mediaobject> 0116 </para> 0117 0118 <para 0119 >waarin R de straal is van de ster in cm, en alpha de Stefan-Boltzmannconstante met de waarde: <mediaobject 0120 > <imageobject> 0121 <imagedata fileref="alpha.png" format="PNG"/> 0122 </imageobject> 0123 </mediaobject> 0124 </para> 0125 0126 </sect1>