Zonnestelsel en heelal
A
28
13.4 Samenstelling van sterren ONTDEKKEN
54 W Experiment: Emissie- en absorptiespectrum
55 W Computersimulatie: Absorptiespectrum van een ster
Het zonnespectrum van figuur 6 ziet er uit als een continu spectrum. Bij nauwkeurig meten blijkt dat in het spectrum van de zon, maar ook in het spectrum van andere sterren, donkere lijnen voorkomen. Hoe ontstaan die donkere lijnen? En hoe is uit de ligging van die lijnen in het spectrum af te leiden welke gassen zich aan het oppervlak van een ster bevinden?
PA R AG R A A F V R A AG Hoe bepaal je de samenstelling van het oppervlak van een ster uit het spectrum van de uitgezonden straling?
BEGRIJPEN continu spectrum
Emissie- en absorptiespectrum emissiespectrum heet gas absorptiespectrum
koud gas
Figuur 34 Het continue spectrum van een gloeilamp (boven), het emissiespectrum van een heet gas (midden) en het absorptiespectrum van een koud gas (onder). Bij het hete en het koude gas gaat het in dit geval om dezelfde stof.
400
500
600
500
600
golflengte 位 (nm) 700
H Hg Ne
400
700 golflengte 位 (nm)
Figuur 35 Emissiespectra van de gassen H, Hg en Ne (boven) en absorptielijnen in het spectrum van een ster (onder)
Met een prisma of een tralie kun je het door de zon uitgezonden licht uiteenrafelen tot een spectrum van verschillende golflengtes. Het zonnespectrum lijkt veel op het continue spectrum van een heel hete gloeilamp. Maar in het spectrum van de zon blijken donkere lijnen voor te komen, zogenaamde absorptielijnen, die veroorzaakt worden door koudere gassen aan de buitenste rand van de zon. Die gassen zenden zelf weinig licht uit en absorberen bepaalde golflengtes uit het licht van hete gassen verder naar binnen in de zon. Elke geabsorbeerde golflengte levert een donkere lijn op in dit absorptiespectrum (zie figuur 34). Uit de golflengtes van de absorptielijnen kun je opmaken welke gassen zich in de buitenste laag van de zon bevinden. De golflengtes van de donkere lijnen door absorptie door een bepaald gas in koude toestand zijn namelijk in laboratoriumexperimenten op aarde precies dezelfde gebleken als de golflengtes van de lichte lijnen in het emissiespectrum van dat gas als het tot lichten wordt gebracht (zie het kader over gasontladingsbuizen). De absorptielijnen van een (koud) gas en de emissielijnen van datzelfde (hete) gas liggen op precies dezelfde plaatsen in het spectrum (zie figuur 34). Zo heeft elk gas zijn eigen, bekende patroon van emissie- en absorptielijnen. Op deze manier is uit het licht van de zon en andere sterren te bepalen wat de samenstelling is van de buitenste laag van die sterren. Vergelijking met de emissiespectra van een aantal gassen wijst uit dat het in figuur 35 om waterstof gaat. Zo blijken sterren voor het overgrote deel uit waterstof te bestaan, voor een kleiner deel uit helium en voor een nog kleiner deel uit andere elementen. Een ster als de zon bestaat voor ongeveer 90% uit waterstof en voor 10% uit helium, met daarbij een zeer klein percentage andere elementen waarvan koolstof en zuurstof de belangrijkste zijn.