Het spectrum geeft informatie over de aanwezige elementen die specifieke (absorptie)lijnen in het spectrum hebben. De zwarting van de lijnen geeft een indicatie van de verhouding tussen de verschillende elementen: hoe zwarter hoe nadrukkelijker aanwezig. De dikte geeft ook een indicatie van hoeveel van zo'n element op ons afkomt (blauwverschuiving) of weggaat (roodverschuiving). Daaruit laat zich iets afleiden over de rotatie snelheid van de ster. Hoe breder de lijn, hoe sneller de rotatie.

In de zon zit veel helium. hoe kan het dan dat je veel helium lijnen (BINAS spectrum 4 emissie) niet ziet in spectrum van de zon (spectrum 2 absorptie) ? 

Bedankt voor je hulp, Zeb

 

Er zit veel meer waterstof in de zon dan helium (dat vooral in de hetere kern ontstaat uit fusie van waterstof). Wat je in een spectrum ziet is wat aan de rand wordt uitgestraald of geabsorbeerd. Daar zie je dus waterstoflijnen. Er is weinig (of geen) helium aan de rand - dat zie je dan ook niet in de spectraallijnen.

 Ja veel meer H dan He. maar in t zonspectrum 2 zie je wel heel duidelijk absorptie op bijv. 686 en 526 nm. dat is niet van H en He maar van elementen die minder in de zon zijn dan H en He. Toch kan je die 656 en 526nm elementen wel zien in absorptie.

Dus ik vat niet hoe het kan dat je veel absorptielijnen van He niet ziet in spectrum 2 vd zon ?

Groetjes, Zeb

 

 

Absorptielijnen zijn afkomstig van allerlei elementen die zich aan de buitenrand van de zon bevinden. De zon is een "vuile" bal van meer dan H en He (ook al vormen die de meerderheid). Elementen aan de rand zullen dus ook hun absorptielijnen laten zien. Bekijk ook eens een echt spectrum dan zie je dat niet alle absorptielijnen even zwart (of donker) zijn zoals de schematische BiNaS wel toont.

Zie bijv https://www.wetenschapsschool.nl/new_chapters/wetenschapsschool_klas6_2019-2020_web_ch2.htm voor ook een schematisch plaatje maar met veel absorptielijnen van veel elementen (w.o. Na, Fe, Mg).

dag Zeb,

even los van dat BINAS spectrum 2, de fotosfeer van de zon is te koud (welja) om de overgangen behorend bij de meeste heliumlijnen te bewerkstelligen

https://physics.stackexchange.com/posts/801707/revisions

Van de plaatsen waar het wel heet genoeg wordt komt nooit licht naar buiten. We zien hoofdzakelijk  licht van het buitenste schilletje van de zon. Van dieper dan een paar honderd kilometer dringt niks door want daar is het gas te dicht (vergelijk met een mistbank), en de corona is zó ijl dat het daarvan uitgezonden licht veel te weinig is om gewicht in de schaal te leggen (vergelijk een kaars in de bundel van een militair zoeklicht)

Groet, Jan

Beste Zeb,

Je (herhaalde) vraag is voor vwo5/6 best interessant aangezien in de officiële syllabus staat dat vwo-ers op het centraal examen moeten kunnen: "het licht van sterren analyseren...een uitspraak doen over de aanwezigheid van elementen in sterren aan de hand van het spectrum...vakbegrippen: fraunhoferlijn..."

Met verbazing lees ik de 1e reactie op je vraag.

Sterren, ook de zon, zijn gevormd uit gas en stof in hun omgeving. Dat gas bestond niet zo lang na de oerknal uit 73% H en 25% He en 2% andere elementen. Dat He is niet gevormd in sterren, die waren er nog niet. Ook de wolk gas en stof waar de zon enkele miljard jaar na de oerknal ontstond, was voor ca 70% H en meer dan 20% He. Dat is nu nogsteeds zo aan de "rand" van de zon. Bekend sinds 1925 (proefschrift Cecilia Payne-Gaposchkin, Wikipedia).

(1e reactie: "Er is weinig (of geen) helium aan de rand". Zo is het niet. En er staat "vooral in de hetere kern ontstaat [He] uit fusie van waterstof". Dat klopt voor het He dat sinds de geboorte van de zon gevormd is. Maar het over grote deel vh He dat nu aan de "rand" van de zon is, zat al in de oerwolk waar uit de zon geboren is.)

Dat je in spectrum 2 van de zon geen He lijnen ziet is dus niet omdat er te weinig He aan de "rand" (fotosfeer) is. Hoe zit het?

Om een absorptielijn te krijgen, moet een atoom in de fotosfeer in een hogere aangeslagen toestand komen of geïoniseerd raken. In de fotosfeer gaat dat aanslaan thermisch, door hoge temp. BINAS 21A,B: bij H is "maar" 10.2eV nodig om van grond naar 1e aangeslagen toestand te gaan. Bij He is dat ca 20eV. De temperatuur in de fotosfeer vd zon komt neer op k*T=0.5eV. Bij He is ca 10eV extra nodig vergeleken met H, dat is 20keer de "temperatuur energie". zo komt het dat bij gelijke fotosfeer temperatuur heel erg veel minder He geïoniseerd/aangeslagen is dan H (Wikipedia "Saha ionization equation") dus zie je in een grof zon spectrum van BINAS geen He lijnen.

Je krijgt wel He absorptielijnen bij sterren met een veel hetere fotosfeer: spectraal klasse O en B, BINAS 33.

Trouwens, hoe zal het komen dat He in een zon spectrum eerst als emissielijn is gezien?

mvg, Ibtihal