TÜURKUNDIGE

t ■

* ^ ■ ■ .■« , gt; ^ .■ ^ • u

' Ifet ^S'fevyW^Sil.

- ■. ...... I

r- •■gt; . . I

VOORDRACHTEN.

ïj. '■ i

Iquot; \^r'/.■:■

ws-x ■. ■ - -

13i*é j. T'. V ^VN DER STOli.

DÜBBELST-ERREN.

Voordrnchfl^houJen in de Besluursvercjaikrwij ' , ,, 4^'10 November 1893. ,

,/;r • •■. ƒ .SmREW^rz.i8ËSi5^ •.■; ' - . '1 Ü^ECHf I ' '

N_______,•? Ik. J

|; ■ ^ _: ^^^:33]nZ———'

_____.'..

NATUUR- EN STERRENKUNDE RU UTRECHT

I

* I

F, é^r':-. '/%'*'

I :,.r-^^g'j:,___I

107

iW/yHC Heer en!

Hel is nog niet zoolang geleden, dat men algemeen van meening was, dal vooreerst in de welenscliap dersterrekunde geene groote ontdekkingen te wachten waren.

Wel werd de kunst, van lenzen gieten en slijpen steeds volmaakter en kon men dus waarnemingen verwachten van de oppervlakte der maan, van planeten en van nevelvlekken; ook de kunst van meten werd hoe langer zoo meer volmaakl en men stelde zich voor, dal men geleidelijk wel komen zou lol eene juistere kennis van den afstand , die ons van enkele sterren scheidt; maar zelfs de schitterende toepassing der photographie door de gebroeders Henrv stelde niet veel meer in hel vooruitzicht dan eene zeer juiste hemelkaart, die dan na vele jaren door vergelijking zou leiden tot eene meer volkomen kennis van de eigen beweging der sterren aan hel hemel-

vlak.

Men versla mij wel; van stilstand was geen sprake; aan kijker, meelcirkel en spectroscoop was vooreerst arbeid genoeg opgedragen om voor den astronoom bet werk aantrekkelijk le maken: maar men meende dal de oude eerwaardige wetenschap de phase was ingetreden van den nulligen, maar ietwat eenlonigen arbeid, die vergelijkbaar is bij hel werk in de seclies der kamers van afgevaardigden. Geen petillante redevoeringen, geene spanning verwekkende interpellaties, maar afdoening van zaken volgens hel uitvoerig en wel geconstateerd regeeringsprogramma.

De eerwaardige matrone echter beeft deze voorbarige oordeelvellingen over haren leeftijd in de laatste jaren schillerend gelogenstraft en zich jeugdiger en frisscher getoond dan ooit te voren , in geenen deele bang voor stoutmoedige gedachten en in

/............ ' ---

1 Sterrewacht Zc-nnent rijksuniversiteit te utrecht

X ^3 UTRECHT.

2

elk opzicht de evenknie liarer eveneens in de liialsle jaren zoo levenslustig gebleken zusters, de Physic,a, de Chemie en de practische Werktuigkunde.

Des te aantrekkelijker is het onderwerp, dat ik mij voorstel heden avond in groote trekken mei u te behandelen, omdal bel hier niet betreft eene plotselinge en epoque makende ontdekking, een nieuwe nevelvlek ol' eene nieuwe komeet, maar de invoering eener nieuwe methode, de daarop gevolgde ontdekking eener tot nu toe onbekende categorie van syslemen en als gevolg daarvan hel vooruitzicht op nieuwe en juistere inzichten in de constructie van het heelal.

Geheel onverwacht was dan onk deze methode niet, maar nieuw en onverwacht was de scherpte, waarmede de toepassing bleek te kunnen geschieden en evenzeer onverwacht de groote strekking, die zij blijkt te hebben en de groote beloften die zij geeft.

Ik gelooi niet M.H. dat ik erg mistast, indien ik mij voorstel, dat zich onder u zeer weinigen bevinden, die in den laalsten tijd hunne kennis van cosmographie hebben bijgehouden en ik meen derhalve niet verkeerd te doen, indien ik niet terstond het eigenlijk onderwerp mijner voordracht te berde breng, maar, alvorens hiertoe over te gaan, terug ga en een aanloop neem in het terrein der oudere astronomie, ten einde de waarde van den nieuwen sprong beter te,doen uitkomen.

Ik zal mij hierbij moeten bepalen lot schetsen in groote, dikwijls, vrees ik, grove trekken; volledige kennis behoort te huis in een handboek, kennis voor zoo ver zij instructief is en een geheel vormt in een leerboek; in eene voordracht mag alleen de richting aangewezen worden, die lot die kennis leidt en opgewekt worden tot bewondering van de orde, die het menschelijk vernuft in den chaos van feilen weel te brengen.

Voor ieder, die het Zuider Kruis kent, en wie uwer kent dit zuidelijk sterrebeeld niel, zijn ook de twee groote sterren, die oostelijk van dat beeld staan, oude bekenden: zij zijn de twee grootste van het uitgebreide sterrebeeld Centaur en over-

treilen in helderheid de drie sterren van liet Zinder Kruis, ja het is de vraag ol' dit kruis wel zoo zeer de aandacht getrokken zou liehhen, indien niet deze twee prachtige sterren daar steeds als het ware op gewezen hadden. Hoe dit ook zij , de meest oostelijke en grootste dier twee sterren, aangewezen als « Cenlauri (ook wel Tolimaun genoemd) is eene in meer dan één opzicht merkwaardige ster.

Wanneer zelfs een zeer zwakke kijker op haar gericht wordt ^ splitst zij zich op de meest duidelijke en verrassende wijze in twee beelden; een gemakkelijker waar te nemen duhhelster bestaat er, voor zoover ik weet, niet, want dat er van eene dubbelster questie is, van een systeem, en niet van eene toevallig samenvallen in de richtlijn van twee van elkander onai-hankelijke sterren, kan blijken uit de volgende waarnemingen.

De dubbelster wordt beschouwd met een kijker voorzien van twee draden , welker afstand naai' willekeur kan veranderd en gemeten worden. Men stelt nu den draadmicrometer (zoo beet de meetinrichting) zóó, dat beide sterren in een zeilden draad komen te liggen en leest dan op een bijbehoorenden cirkel den stand dier richtlijn af; daarna wordt de micrometer zoodanig gedraaid, dat één der sterren in een der draden komt te liggen en dat zij langs dien draad loopt, tengevolge, van de dagelijksche rondwenteling van den hemel: deze richting is natuurlijk die van een parallelcirkel of van Oost-West aan bet hemelgewelf en het verschil in aflezing van den cirkel in beide standen geeft de richting aan van de verbindingslijn der beide sterren; laat ik nu eindelijk de twee draden samenvallen met de beide sterren en meet ik den afstand (in hoekmaat natuurlijk), dan is ook de relatieve afstand bekend, waarop die sterren, gezien van uit de aarde, van elkander verwijderd zijn. Worden nu deze metingen van ouderlingen afstand en richting gedurende eene reeks van jaren herhaald, dan bemerkt men dat beide grootheden veranderingen ondergaan en het komt er nu maar op aan, en dit is de taak van den mathematicus, om

uil le maken of deze veranderingen verklaard kunnen worden uil eene omwenleling van de heide lichamen om een gemeenschappelijk zwaarlepunl, ja dan neen.

Zoo bijzonder gemakkelijk is die laak niel; wanl, zooals gij weel, is alles veranderlijk op aarde zoowel als daar builen en is ook de positie der slerren, die wij vasle gelieven le noemen, verre van conslanl; inlegendeel zij verandert zoowel doordien elke ster hare eigene beweging heelt, als omdat ons geheele zonneslelsel zich met groote snelheid in de ruimte voortbeweegt.

Als men dus van Iwee willekeurige sterren den afstand meet en de richting der verbindingslijn, dan zal men bijna altijd, na lange lusschenpoozen, en als de melingen scherp genoeg geweest zijn, verschillen vinden; behooren echter den sterren tot een bepaald systeem, behooren zij bij elkander als bijv. de aarde bij de zon , dan zal deze eigen beweging zeker voor beide slerren dezelfde zijn en, wal deze betreft, hare onderlinge posilie onveranderlijk.

Stellen wij nu het geval, en dit is zoo met « Centauri, dat de beide sterren werkelijk bij elkander behooren, dan kan men die eigen beweging van hel geheele stelsel abslra-heeren en de laak van den mathematicus is nu om uit te maken, welke soort van baan overeenkomt met de gedane waarnemingen omtrent de verandering in ouderlingen stand. Dit zou naluurlijk eene onmogelijke opgaaf zijn, als niet de aard der beweging bekend was en voorop wordt dus gesteld , als hypothese, dat deze gelijksoortig is met die, welke wij op aarde en binnen de grenzen van ons planetenstelsel hebben leeren kennen, m. a. w. dal de wel der zwaartekracht ook voor andere systemen van hemellichamen van toepassing is. Dit aangenomen — en de ervaring leert dat deze hypothese lol goede uilkomsten leidt — is het bekend , dat dan de beide lichamen elk eene ellips moeten beschrijven rondom een gemeenschappelijk zwaartepunt of, wat in de praktijk op hetzelfde neerkomt, dal, als men zich de grootste ster onbewegelijk denkt, de

5

kleinste zich (lnaroni beweegt in eene ellips, zoo groot ;ils de twee ellipsen Ie zanien: dit toch is lt;le eerste wel van Keppler en, zooals gij weel, een gevolg van de wet der zwaartekracht. Eveneens moei de lieweging overeenstemmen met den eiscli, gesteld door dc tweede wel van Keppler, nl. dal ile snellieiil in de baan des le geringer is naarmale lt;lc afstand grooter is en wel in die male, dal de inhouden der perken, door de voerslralen in gelijke lijden beschreven, even groot moeten zijn.

Het is niet noodig om alquot; te dalen tol meerdere bijzonderheden behoorende tol liet afdeelingswerk van den malhematiciis, om ii te doen begrijpen, of in elk geval le doen gelooven, dal de zeven ') grootheden, die zulk eene baan bepalen, uit zeven waarnemingen, als de boven beschrevene, knimen berekend worden , en daar elke waarneming, zooals wij zagen, Iweequan-titeiten bepaalt nl. richting en afstand, moeten vier observaties, gevende acht grootheden, eigenlijk meer dan genoeg zijn. Dat er dan echter veel kans op onnauwkeurigheid is en dat hel tic voorkeur verdient de baan te berekenen uit zoovele waarnemingen als slechts mogelijk is, behoeft zeker geen betoog. Wel echter is; bel der vermelding waard, dal op dc geschetste wijze eene baan van een systeem met des te grooter nauwkeurigheid kan berekend worden, naarmate de omloopstijd korter is; want dan vindt men binnen korleu tijd groote verschillen in afstand en richting. Ongelukkigerwijze zijn er slechts weinige door den kijker zichtbare dubbelsterren, die een omloopstijd van betrekkelijk korten duur hebben: lol voor korten tijd toch bedroeg de kleinste der bekende omloopstijden 10 jaren, maar van verreweg de meeste als dubbelsterren beschouwde systemen is de omloopstijd veel grooter en bedraagt honderden, ja duizenden jaren; hier is dus ééne bepaalde oorzaak, waardoor

¹ j Dc ptanelciihuncn worden door zes elemenlen bepaald, die der vvachlers ook door zeven; do derde wet van Iveppleii steil den omloopstijd bekend, als de groote as bekend ia en omgekeerd: alleen als er meerdere wachters zijn, zullen 6 elementen voldoende blijken.

sleclils van zoer langzantn vorilerenden arbeid nieuwe kennis omtrent die systemen kon verwacht worden.

Onze als voorbeeld gekozen dubbelster « Cenlawi behoort nog lot de meest gunstige, daar haar omloopstijd niet meer dan 76 jaren bedraagt en ook in zooverre vormt zij eene gunstige uitzondering, dal, terwijl meestal bij groolcn ouderlingen afstand ook de omloopstijd groot is, hier bij grooten afstand, nl. 17,3 boogseconden, de omloopstijd betrekkelijk kort is.

Van onze dubbelster is nu, nemen wij aan, de baan volkomen bekend: hoe de vorm der ellips is, bepaald door de onderlinge verhouding van de groote en kleine assen, binnen welken tijd een geheele omloop plaats heeft, boe die baan is gelegen in de ruimte ten opzichte van de lijn die ons oog met de ster verbindt en onder welken hoek (17.5 sec.) wij de groote as van ons uit zouden zien. Wat echter niet bekend is, en wat juist zoo noodig is alvorens wij kunnen besveren bel systeem te kennen, is de werkelijke afstand der lichamen van elkander; want dat wij dien afstand onder een boek van 17.3 seconden zouden zien, heteekent niets zoolang men niet weel hoever de ster van ons verwijderd is: op een korten afstand toch is 17.3 seconden niet veel, maar wordt de afstand zeer groot dan zal ook deze hoogwaarde met een kolossalen afstand overeenkomen. Welen wij echter hoever het systeem van ons verwijderd is, dan kennen wij tevens in absolute maat den afstand waarop de sterren van elkander staan en daardoor de lengte van de geheele baan. Wij weten bovendien in hoeveel lijd deze baan wordt doorloopen en kennen dus de snelheid op elk gegeven punt der baan, en hieruit volgt terstond, dat wij dan ook de massa ') van het systeem berekenen kunnen.

i) Als de twee lichamen slerk In groollc velschillen , als I). v. ile maan en de aarde, dan beschrijft het grootste lichaam slechts een zeer kleinen krin{;loo|) en de hooldster vertoont dns gecne plaatsverandering; in zulk een geval zijn alleen de totaalellips en de tolaalmassa te berekenen; zoodra echter de beweging van heide sterren waarneembaar is, kunnen de loop-

7

Die massa loch is liet, die op dien bekenden alslaud de aan-Irekking veroorzaakt, die liel lichaam verhindert zich mei zijne snelheid in eenc rechte lijn in de ruimte te hewegen en het dwingt in de baan Ie blijven. Is dus de afstand bekend, waarop hel systeem van ons gelegen is, dan wordt terstond onze kennis zoo volkomen, als slechts wenscbelijk is.

Ook in dit opzicht is onze als type gekozen dubbelster merkwaardig, wanl Tolimann geniet eene welverdiende beroemdheid, doordat zij, voorzoover op dit oogenblik bekend is, van alle vaste sterren hel dichtst bij ons staat.

Zeer kort is die afstand echter niet, want haar licht beeft vier jaren noodig om ons Ie bereiken, terwijl om eenig begrip van dien afstand Ie geven, hel licht der zon in 8* minuut den afstand van de zon tot de aarde doorloopt. Op de aangegeven wijze vindt men dan, dal de totaalmassa van onze dubbelster ruim twee malen zoo groot is als die van onze zon en dal de heide componenten zich bewegen op een afstand van ongeveer 21 stralen van de aardbaan.

Dal resultaat zou nu inderdaad zeer schoon zijn en alles geven, wal men wenschen kon, indien niet juisl die afslands-bepaling, die de waarde onzer kennis in zoo groole male vermeerdert, niet zoo moeilijk ware en derhalve onderhevig aan zulke groole onzekerheden. Zooals bekend zal zijn, wordt de afstand der vaste sterren gemeten door hare zoogenaamde parallax, d. i. hel verschil in richting, waarin men de ster zou zien van uit de aarde en van uil de zon, maar daar dit verschil in richting ook voor de dichtstbij gelegen ster, onze a Cent uur i, nog slechts ü.79 seconden bedraagt, is hel duidelijk, dal deze bepaling lot de moeilijkste behoort, die cr beslaan en dat men langs dezen weg slechts van weinig

banen van heiden slerren rondom hel zwaarlepunl berekend worden en dan ook niel alleen de massa van hel systeem . maar ook de verdeeling dier massa over de heide componenlea: de kleinste heschrijll allijd de grootste ellijis.

8

dubbelsterren onder de vele duizenden den onderlingen afstand en de gezamenlijke massa lieel't leeren kennen.

Nog een ander type eener dubbelsler, waarvan vrij wel alles bekend is, wenscb ik u voor le stellen , waarvan de vertegenwoordiger ii minstens even bekend zal zijn als « Centauri, nl. Sirius, de grootste en schitterendste van alle sterren. Zoo gemakkelijk Tolimnnn zich in twee beelden laai splitsen, zoo moeilijk gelukt dit met Sinus.

Zoodra de kijker als meetinslrument zoo volmaakt werd, da' men bogen van ééne seconde aan het hemelgewelf met zekerheid kon meten, werd waargenomen dat Strius zich niet gedroeg als andere vaste sterren, maar vreemde veranderingen in stand vei toonde. Reeds Hessel meende in deze verande-iingen eene periode te zien en het was op zijne aanwijzing, dat men de waargenomen veranderingen aan dit vermoeden toetste. Men vond dan ook, dat de ster eene ellips beschreef, waarvan de groote as 2.4 hoogseconden bedraagt en dat zij deze ellips doorloopt in ongeveer SO jaren. Hoe men echter ook de oorzaak van dezen kringloop, de begeleidster, zocht, men vond ze niet, en in boeken vóór 1862 wordt ook gesproken van eene donkere begeleidster. In dat jaar echter werd de mysterie opgeheven door Alvam Clabk, den zoon van den beroemden vervaardiger van telescopische objectieven. Vader en zoon hadden met succes het groote objectief geslepen, bestemd voor hel observatorium te Chicago en richtten de voorloopig gemonleerden kijker op Sinus, toen de zoon uitriep; .Why, lather, the star has a companion.quot; Sedert, loen zij eenmaal gezien was, bleek het, dal zij, onder gunstige omstandigheden , wel degelijk zichtbaar was, ook met behulp van veel kleinere kijkers, dan die van Ar-van Clabk, indien slechts de voorzorg werd gebruikt van het afschutten van het beeld der hoofdster.

Zeer onlangs, eenige maanden geleden, heeft de Berlijusche astronoom Auweus op nieuw alle gegevens, die nu ook waarnemingen van de kleinere componenle omvatten, aan de be-

9

rekening onderworpen en daar nu ook van Sirius de afstand, waarop zij van de zon verwijderd is, goed hekend is, nl. 8 lichljaren, kon hij ook de massa van hel systeem cu van de coinponenlen vaststellen; hij vindt dat de omloopstijd bedraagt 49.599 jaren en dat de hoofdstel' rondom hol zwaartepunt eene ellips beschrijft, waarvan dc groote as 2.42 hoogsecondcn bedraagt.

De ellips, waarin de kleinere begeleidster zich beweegt, is veel grooter: op dit oogenblik is dc afstand, waarop heide sterren van elkander staan, slechts 4 hoogseconden en deze afstand wordt nog steeds kleiner, maar na 20 of 27 jaren. d. i. omstreeks 1918. zal die afstand lol 11 seconden zijn aangegroeid; 30 jaren voor dien tijil d. i omstreeks 1868 was dus de ster ook in eene gunstige conditie voor waarneming, en daardoor was hel voor Clark mogelijk de kleinere ster te zien. [)e afstand, die Sirius van hare begeleidster scheidt, is gelijk aan 20 malen den straal van de aardbaan, of ongeveer gelijk aan den straal van Uranus' kringloop. De massa van Sirius is 2.2 maal zoo groot als die van de zon, terwijl de kleinere ster ongeveer even zwaar zou wezen als de zon. De massa van het systeem is drie malen die der zon, niet zoo groot dus als men uit de kolossale lichtsterkte, in verband met den grooten afstand, wel zou denken.

Nog een derde type eener bekende dubbelster wil ik u voorstellen, alvorens tol de nieuwere methoden van waarneming over te gaan,nl. de grootste sier van het sterrebeeld »de kleine hondquot;: Proci/on.

Deze ster nl. vertoont dezelfde eigenaardigheden in beweging, waardoor Sirius haar geheim heeft verraden, maar schoon ook Procijon ongetwijfeld eene dubbelster is, hare lotgenoot is nimmer gezien en hel slaat le betwijfelen of zij wel ooit te zien zal komen, want uit dc zeer recente berekeningen van Ludwig Strove in Dor pal blijkt,-dat terwijl hij het Sirius-sijsleem de gemiddelde afstand 7.S seconden bedraagt, deze bij hel Procyon-syslecm vermoedelijk slechts 2.2 hoog

10

seconden züI bedragen, waardoor de kans op zirhlbaar worden zeer gering wordt, zoodal hel geen wonder is, dal ook mei den grootsten kijker Ier wereld, die van liet Lick-Ohservalory het zell's voor den specialileil in dubbelslerren, Burnham, niel mogelijk is de kleinere sier Ie zien, en men moet zich dus voorloopig tevreden stellen mei de wetenschap, dal de om-loopslijd ö7 jaren duurt en dal de grootste sier rondom hel gemeenschappelijk zwaartepunt een cirkel heschrijft, waarvan de straal 0,74 seconden is. Na de ontdekking van een vijfden salelliel van Ju/)iler echler is hel zaak, orn in dit opzicht, als in vele, een helicorlijken graad van oplimisme le koesteren.

Alvorens nu tol hel Iweede deel mijner voordracht over Ie gaan is hel noodzakelijk een oogenhlik slil Ie slaan hij een ander onderwerp, dat tol inleiding moet dienen.

Wij liehhen gezien hoe ver men met hehulp van den kijker kan komen: als hulpmiddel voor bet verzamelen van qualila-lieve kennis, gebruikt voor het conslaleeren van de aanwezigheid van vele duizenden systemen van dubbelslerren, is het onovertrefbaar, en eene eventueele verbetering zou alleen leiden lot de kennis van hel beslaan van eenige dubbelsterren meer,—op 'I oogenblik eene zaak van ondergeschikt belang; als nieetinslru-nient echter maakt hel wel is waar mogelijk, wal 50 jaren geleden nog onmogelijk scheen , n I. de meling van zeer kleine boeken , fracties van seconden bedragende, waardoor de afstand der vaste sterren gemeten wordt, maar, hoewel ook in dit opzicht het instrument nog steeds volkomener gemaakt wordt en vooral in Amerika tegenwoordig hiervan veel werk wordt gemaakt, is toch alleen voor enkele dicht bij gelegen dubbelsterren eene bruikbare afstandsbepaling mogelijk eti daarmede valt ol slaat de bepaling van den atsland in absolute maal en van massa s , juist hetgeen wij bet liefst wenschen te welen.

Er is echler een ander instrument, dal reeds een groole rol gespeeld beeft in de geschiedenis der astronomie, maar dat juist in de laatste jaren eene beleekenis beeft gekregen, die het, als bulpmiddel voor de ontwikkeling der wetenschap, op

11

gelijke lijn steil inel den kijker: dal is de spectroscoop. Aanvankelijk was hel, evenals de kijker, geen meetinslrnnienl, maar werd hel alleen gebruikl, om uit de aanwezigheid van enkele lijnen in hel speclrum conclusies Ie Irekken omlrenl de saraenslelling der hemellichanien. Groole dienslen heefl hel als zoodanig bewezen, eene verdeeling der hemellichamen naar hunne samenslelling in groole groepen mogelijk gemaakl en aanleiding gegeven lol hel ontwerpen van verschillende geniale hypothesen omtrent hel ontslaan en voortheslaan van onze zon en van de hemellichamen van allerlei aard rondom ons. Evenals bij den kijker echter is hier uil het instrument, geschikt voor ([iialilalieve bepaling, een meetinslriiment ontstaan, zoo scherp, dat hiermede grootheden gemeten kunnen worden, die zelfs met den grootslen kijker onzichtbaar zouden zijn.

Vergunt mij, u in het kort het principe in herinnering te brengen, waarop het gebruik van den spectroscoop berust. Wanneer een lichaam in rust trillingen uitzendt van eene zekere bepaalde periode, dan zullen die door ons nelvlies worden opgevangen en in de hersenen gepercipieerd worden als eene bepaalde kleur. Het kleinst aantal trillingen, dat een indruk van licht op ons oog kan maken, komt overeen met rood, bel grootst aantal met violel licht.

Wanneer nu hel lichaam dal, laat ons aannemen, in rust rood licht uitstraalt, met groole snelheid naar ons toe bewogen wordt, dan zal de periode waarin de trillingen ons nelvlies treffen kleiner worden, want elke opvolgende trilling heelt nu niet denzelfden afstand te doorloopen als haar voorgangster, maar een kleineren weg en komt dus als bel ware le vroeg aan. Hel zou dus mogelijk zijn, dal een lichaam, dal alleen roode stralen uitstraalt, met zulk eene snelheid naar ons toebewogen werd, dat het ons niet meer rood, maar oranje, geel of groen toescheen. Wordt het lichaam daarentegen van ons af bewogen, dan zouden de uitgezonden trillingen, die volgens ons begrip me! de kleur rood overeenkomen , bij ons aankomen met minder snelle perioden, die niet meer aan

12

die definitie voldoen , en ilns oji ons netvlies geen liclitindruk meer kunnen Ie voorscliijn roepen, en liel is dus ook mogelijk dat eene ster, in rust gezien intensiei rood licht uitstralende, plotseling, alleen door liet feit dat zij zich met snelheid van ons af beweegt. ophoudt een lichtend voorwerp voor ons te zijn. Omgekeerd kan een lichaam, dat voor ons oog donker is, doordat hel of ultraroode of ultraviolette stralen uitzendt, lichtend worden, wanneer het ons nadert of zich van ons verwijdert. Ook voor geluidsgolven geldt natuurlijk dezelfde redeneering; alleen is daar do proef gemakkelijker te nemen, omdat de voortplantingssnelheid van het geluid zooveel geringer is, en gij zult dan ook met weinig moeite kunnen constateeren dat de hel van een passeerenden stoomtram een klank doet hooren die aanvankelijk, hij nadering, hooger is, om daarna, hij verwijdering, weder te dalen.

Eene gemakkelijke voorstelling is te vormen indien men zich troepen denkt, die voorhij marcheeren met eene snelheid van h. v. 10 rijen in de minuut; hevveegt men zich nu zelf met dezelfde snelheid, maar in tegenovergestelde richting, dan zal men 20 rijen in de minuut ontmoeten, loopt men echter met den troep mede met de halve snelheid, dan passeert men slechts » rijen; de gevallen zijn analoog, want of de ster die hel licht uitzendt zich naar de aarde heweegt, of omgekeerd de aarde (in casu degeen die de troepen voorbij ziel komen) zich naar de ster beweegt is natuurlijk hetzelfde.

üoppleu, de geniale ontdekker van dit principe, dacht werkelijk dat zich bij sterren zulke gevallen van oneigenlijke kleurs-anderingen konden voordoen, maar deze conclusie was ietwat voorbarig, want vooreerst komen dergelijke ontzelteud groole snelheden niet voor, waarhij geheele kleursveranderingen kunnen plaats grijpen, maar ook , al ware dit hel geval, dan zou het nog niet opgemerkt worden, omdat de sterren geen enkelvoudig licht uitstralen, maar altijd min of meer volkomen spectra geven; beweegt zich nu zulk eene ster naar ons oog toe, met zulk eene snelheid, dat het rood oranje, bet oranje

geel, hel geel groen, enz. wordt, met andere woorden, dat elke kleur eene rangorde in het spectrum verschoven wordt. dan zal dil volstrekt niet opvallen, omdat dan ook onmiddellijk de donkere ultra-roode stralen tot roode worden gepromoveerd en dus het goheele spectrum weer even volledig wordt als te voren. Gelukkig echter is de wetenschap niet heperkt tol dergelijke ruwe meting als geheele kleursveranderingen, maar komen er in de spectra der hemellichamen scherp gedefinieerde lijnen voor, zoogenaamde ahsorptie-lijnen, wier plaats zeer scherp kan hepaald worden en door het meten der verschuiving naar de roode ol' de violelte zijde van het spectrum van zulke lijnen te meten, kunnen hewegingen van hemellichamen, voorzooverre zij plaats vinden in de vizierlijn, met groote juistheid gemeten worden. Mei groot, succes heeft men dan ook , zoodra de spectroscoop voor deze soort, van observatie was ingericht, dal beginsel toegepast hij hel probleem van de eigen beweging der vaste sterren. Kijker en spectroscoop vullen elkander hier aan, herstellen elkanders gebreken; want, terwijl de kijker alleen bewegingen kan constateeren en melen, loodrecht, op de vizierlijn, lioudl de spectroscoop alleen rekening mei beweging in die lijn; in twee opzichten wint de spectroscoop hel echter verre van den kijker; terwijl deze toch alleen de betrekkelijke beweging in boogmaal kan constateeren en melen, en voor hel overgaan lol absolute maal de moeilijke en precaire parallaxbepaling er bij moei komen, geeft de spectroscoop onmiddellijk de snelheden van beweging aan, uilgedrukt in absolute maal en geheel en al onafhankelijk van den afstand; zoo b. v. is tegenwoordig de eigen beweging van Arclurus, de groole roode ster in hel slerrebeeld Bootes, met groote juistheid bekend, schoon deze reusachtige zon zoover van ons verwijderd is, dal bepaling van den afstand nog wel langen lijd, zoo niet altijd, lol de onmogelijkheden zal behooren

Een ander voordeel van den spectroscoop boven den kijker is, dal men in één experiment, als hel ware terstond, kan melen grootheden, welker bepaling met, behulp van den kijker

14

sleclils na verloop van lauge jaren waarnemens kan geschieden. Hier dus geen routine-werk der Al'deelingen, maar individueel optreden der onderzoekers, 't geen loch altijd een groot voordeel is en een niet geringe prikkel tol werkzaamheid en ver-nuflsoefening.

Dat nu in de laatste jaren de spectroscoop lol geheel nieuwe ontdekkingen heeft kunnen leiden, is hieraan te wijten, dal door eene gelukkige comhinatie van spectroscopie en photographic, mogelijk geworden door de perfectionneering dei-droge' platen, hel meten der genoemde versclmivingen van strepen in het spectrum mei eene veel grootere mate va?i nauwkeurigheid kan geschieden, dan vroeger met het oog mogelijk was.

Niet alleen toch dal men door het pholographeeren van hel spectrum in slaat is op zijn gemak eene geheele reeks van observaties te vergelijken, maar de lichtgevoelige plaat ziel veel meer dan het menschelijk oog, ook ullraviolelle en ultraroode stralen, en door de combinatie mei pliotographie is dus de spectroscopische waarneming uitgebreider, juister en tevens syslemalischer geworden; terwijl ook tot die schoone ontdekkingen in niet geringe male heelt bijgedragen hel feil dal observatoria speciaal voor deze soort van observaties zijn ingericht, zoogenaamde Astro-physische Observatoria, ais dat te Potsdam en hel /imwrf-College-Observatoriuui in Amerika. Hoewel toch het beginsel, waarop dergelijke instrumenten berusten, eenvoudig genoeg is, is de manipulatie zoo moeilijk, dal slechts door geheele toewijding van deskundigen de moeilijkheden overwonnen kunnen worden en verdeeling van arbeid volstrekt noodzakelijk wordt.

In ''het slerrebeeld Perseus, dat in dezen tijd van het jaar omstreeks middernacht zijn hoogsleu stand aan den noordelijken hemel inneemt, en omstreeks nieuwe jaar le acht uur in den meridiaan staat, bevindt zich, op ééne lijn met twee andere kleine sterretjes, eene zeer bekende ster van de 2^ grootte, Alyol genaamd, die reeds hij de Arabieren bekend

ir.

was wegens hare zonderlinge gedragingen en daaraan ook haar naam Duivelsslcr te danken heeft. Gedurende I wee dagen en lien uren hlijll Algol hare helderheid hehoudcn, dan treedt jilotseling eene sterke vermindering van intensiteit op, en binnen enkele uren verliest zij drie vijfden van hare helderheid. Ongeveer twintig minuten hlijft zij op dit minimum staan, neemt dan weer in helderheid toe en na korten tijd schijnt zij weer even helder als te voren , om na ongeveer 2—3 dagen hetzelfde spel Ie herhalen. Het spreekt van zelf, dat men reeds lang naar eene verklaring van de veranderlijkheid van deze ster en van andere, die analoge verschijnselen vertoonen. gezocht heeft. Kli.vkerfüess, de geniale, ongelukkige astronoom Ie Gölliw/iui, had reeds de vraag gesteld of niet de oorzaak deze kan zijn, dat de ster eigenlijk eene duhhelster is, waarvan de beide componenten zoo dicht hij elkander staan , dat zij onmogelijk met den kijker gescheiden kunnen worden, terwijl dan de beschreven eigenaardige verduisteringen veroorzaakt worden door den voorbijgang in de gezichtslijn van de donkere begeleidster voorbij de lichtende hoofdster.

Deze hypothese werd echter, toen zij werd opgeworpen, niet aangenomen. omdat hierbij eene soort van beweging moest aangenomen worden , die geheel eti al zonder voorbeeld onder de bekende systemen zou zijn.

Vooral de korte afstand, waarop zich de beide lichamen moesten bewegen, scheen een onoverkomelijk bezwaar en veiligheidshalve werd de hypothese, uit vrees van in speculaties Ie vervallen, die ietwat wild schenen, ter griffie gedeponeerd. Niet zonder protest, echter van de zijde der minder conservatieve partij. In de voortreffelijke bewerking van Kaiser's sterrenhemel van den Hoogleeraar Oodemans wordt uitdrukkelijk gezegd, dal dit argument legen de hypothese geen grond mag zijn om baar te verwerpen.

Inderdaad is deze Ier zijde gestelde hypothese op de meest schitterende wijze gerehabiliteerd in de Novemberzitting van 1889 van de Berlijiische Akademie der Wetenschappen, waarin

10

door den astronoom Aüwers werd medegedeeld . dal dc heide aslronomen van de Polsdammer sterrewaclit, Vogel, en Sch^einek, dooi¹ middel van pholographiën van liet spectrum der ster hadden aangetoond, dat eene bepaalde scherpe lijn in het spectrum aan verschuiving onderhevig was, die hevvees, dat vóór het minimum Alcjol zich van de zon verwijdert en na hel minimum lol de zon nadert. Hiermede was nu alleen bewezen dal Algol zelve zich in eene haan heweegl, die ook met den groolslen kijker onmogelijk kan waargenomen worden , maar door dc verschuiving der lijnen kan nu ook terstond de snelheid in de haan hepaald worden. Een feit is hierdoor geconstateerd, dat in de geschiedenis der astronomie eene époque zal blijven, een uitgangspunt voor eene reeks van nieuwe inzichlen en dus ook van nieuwe onderzoekingen.

Als dubbelster werd toch, zonder mogelijkheid van t wijfel, eene ster aangewezen (en daarmede eene geheele categorie van sterren), waarvan geen kijker ooit de duhbelnatuur had kunnen aanloonen.

Van deze dubbelster was reeds bekend de omloopstijd, nl. de periode der veranderlijkheid en door de spectroscopische meting ook de snelheid in de baan; zooals wij boven aantoonden is dan ook de lengte der geheele baan bekend en dus ook de afstand, waarop zich de beide sterren van elkander bevinden in absolute maat en hieruit kan, even als bij de oudere metbode, de massa in hel systeem berekend worden. Mei recht kon Vogel dus zeggen, dat »voor het eerst sedert bet bestaan der astronomie, op het gebied der dubbelsterren eene baansbepaling was geschied, die, zonder eenige kennis van den afstand, waarop zich hel systeem van de aarde bevindt, alle afmetingen , in absolute maat uitgedrukt, aangeeflquot;.

Niet alleen toch onderlinge afstand en massa zijn hekend , maar Vogel kon verder gaan, en uil de gegevens nl. l^ü dal bij eene Algoleclips ³/₅ van hel licht onderschept wordt, 2° dat de lijd van de grootste lichtsvermindering ongeveer 20 minuten duurt en 5quot; uit de bekende snelheid van de beweging in de

17

baan, ook de grooüe der heide lichamen afleiden, iels wat bij de vroegere methode geheel onmogelijk was en nu een nieuwen factor van grool belang bekend maakt nl. de dichtheid der lichamen.

Op deze wijze vond hij nu dal Ahjol eene zon is, twee maal zoo groot als de onze, maar daarbij slechts half zoo zwaar; de dichtheid van de zon is ongeveer een vierde van die der aarde, iets grooter dus dan die van water, terwijl de substantie waaruit Algol beslaat, wat dichtheid betreft, mei kurk overeenkomt. Zijn deze conclusies reeds in hooge male belangrijk, nog meer koinl de waarde der ontdekking in bel volle licht, indien wij bedenken, dal nu ook van de begeleidster, die waarschijnlijk nooit zal gezien worden , bekend is, dat deze donkere ster even groot is als onze zon , maar vier malen lichter, zoo licbl ongeveer als de planeet Salurnus.

Zij beweegt zich met eene snelheid rondom Algol, die 3 maal groot zoo is als die waarmede onze aarde rondom de zon loopt; maar wal hel meest opvalt hij hel Algolsche systeem, is dal twee zulke groote lichamen op z.ilk een betrekkelijk korten afstand van elkander slaan. Een lienstni-verslukje en een kwartje op een afstand van 2.3 centimeter, geven een vrij juist beeld van de onderlinge verhoudingen.

Ik heb mij M. H. met voordacht een oogenblik bij dit resultaat, het Algolsysleem betreffende, opgebonden, om goed te doen uitkomen van hoe groote heteekenis Vogel's ontdekking is en hoe hel gebruik van den speclroscoop. gecombineerd met de photographie eene bron van kennis wordt, die op geene andere wijze verkregen kan worden: inderdaad zou men kunnen zeggen, dat de speclroscoop hierdoor tol een geheel nieuw instrument geworden is, niet alleen geschikt voor de overbrenging van reeds verkregen qualilalieve kennis naar het terrein der quaiitilatieve, maar ook voor de onl-dekking van nieuwe systemen

Inderdaad werd ongeveer tegelijkertijd met Vogel's ontdekking door Pickering, den directeur van Harvard-College Obser»

2

18

vatory, een onderzoek gepubliceerd helreffende eene dubbelster, eveneens mei korlen omloopstijd, waarvan lot nu loe niets, ook geene veranderlijkheid bekend was.

Eene dubbelster, welbekend bij alle bezitters van een kijker is Mizar, de middelste sier in den staart van den Grooten Heer. Vlak bij de ster, zoodat iemand mei goede oogen werkelijk twee sterren kan zien, slaat bel zoogenaamde ruitertje, Alcor genaamd , en daarom van klassieke vermaardbeid, omdat de ouden van iemand . die goede oogen bad, gewoon waren te zeggen: bij ziel Alcor. Deze beide sterren echter, ofschoon eene zeilde eigen beweging verloonend en dus waarschijnlijk niet toevallig dicht bij elkaar slaande, vormen echter geen dubbelster, maar indien men den kijker op Mizar richt, dan ziel men dal deze werkelijk dubbel is en , evenals =lt; Cenlnuri. gemakkelijk ontbindbaar in twee componenten.

Op bet Harvard-College-Observatorium was nu van de grootste dezer componenten eene reeks van jdiolograpbiën genomen en eene jonge dame, bij hel Observatorium werkzaam, Miss Maürv , bemerkte, dal de A'-lijn in het speclrum dan eens enkelvoudig en scherp, dan weer breed en onduidelijk en soms zelfs dubbel werd; deze phase keerde regelmatig na ongeveer o2 dagen terug en Pickering besloot hieruit, dal ook deze componenle op hare beurt wederom eene dubbelster moest zijn, bestaande, niet als Alqnl uil een lichtend en een donker lichaam , maar uit 2 lichtende sterren , die zich ongeveer in een vlak , evenwijdig aan de gezichtslijn. om elkaar bewegen. Als nl. de beide sterren in de gezichtslijn slaan, 'tgeen twee malen gedurende den omloopstijd geschiedt, dan zullen zij samen één speclrum geven en ééne A'-lijn; maar als zij slaan in de lijn loodrecht op de vizierlijn, dan komt de eene sier naar ons toe en de andere verwijdert zich van ons, een feit waarvan de spectros-coop rekening houdt door de lijnen van 'I eerste spectrum naar violet, die van 't tweede spectrum naar rood te verschuiven, zoodat de lijn zich nu als een duhbelslreep zal voordoen. Ook deze toestand zal twee malen voorkomen gedurende den om-

19

loopsüjd. Miss Maury kon dus door eenvoudige bescliouwing der phofograpliiën tol de conclusie komen, dal men hier Ie doen had mei eene duhbelsler wier omloopslijd 104 dagen hedraagl.

De snelheid , waarmede zich de heide slerren bewegen is 10.8 1). G. Mijlen in de seconde of de snelheid van de begeleidster len opzichte vau de hoofdsler hel dubbele hiervan, 21.6 mijlen per seconde, eene snelheid meer dan Si maal zoo groot als die van onze aarde, en haar afstand bedraagt omgeveer 52 millioen D. G. Mijlen d i. 1.6 malen den afstand van de aarde tot de zon , en de massa van hel systeem is niet minder dan 40 malen die van de zon. Ziehier dus volledige gegevens omtrent een systeem, waarvan niets bekend was, dal noch als dubbelster, noch als veranderlijke ster de aandacht getrokken had, en op een onmeetbaren afstand van ons verwijderd is. Dit zelfde geldt nu ook voor S/nca, de welbekende ster van de eerste grootte in hel sterrebeeld de Maagd; ook deze ster is door Vogel als dubbelster gesignaleerd; daarbij is gevonden, dat hare massa 2o malen die der zon bedraagt, zoodat,daar haar afstand onmetelijk groot is, haar lichtgevend vermogen veel grooter moet zijn, dan dat van onze zon.

Wanneer hel nu mogelijk is deze methode van baans-hepaling toe Ie passen op eene ster, welker afstand tot ons ongeveer hekend is , dan kunnen wij ook berekenen onder welken hoek men de beide sterren van elkander zon zien, gesteld dat wij een kijker hadden, die groot genoeg was, en wij kunnen ons op deze wijze een begrip vormen van het vergroeiend vermogen van den spectroscoop. Dit is nu inderdaad het geval bij de ster /3 Aurujae (Voerman), die ook in den laatslen tijd als dubbelster is erkend: de afstand der beide componenten zou in hoekmaat, van ons uil gezien, niet meer bedragen dan '/200 boogseconde; om deze grootheid te kunnen waarnemen zou een kijker noodig zijn met een objecliefglas van 2 5 meter diameter! De spectroscoop echter werpt de lijnen 20 boog-seconden uit elkander eene grootheid die gemakkelijk meetbaar is, en vergroot dus den afstand niet minder dan 4000 malen

20

Bij al deze lichtzijden mag nu ook tie schaduwzijde der nieuwe methode niet onvermeld Idijven.

Voorloopig n. 1. zijn hel nog alleen die dubbelsterren, die zich in een vlak bewegen, min of meer evenwijdig aan de gezichtslijn op welke deze methode van baanshepaling kan toegepast worden.

Mochten er dubbelsterren bestaan, welker onderlinge afstand met geen kijker kan waargenomen worden, en die zich bovendien bewegen in een vlak loodrecht op de vizierlijn, dan zijn heide methoden, de oude en de nieuwe, ontoereikend en alleen van de volmaking der kijkers en micrometers is er heil te verwachten. De spectroscopische methode voert tot des te betere resultaten, naarmate de baan der dubbelster eene kleinere helling heeft ten opzichte van de lijn, die bel systeem met de aarde verbindt, en de gemeten snelheden zijn altijd minimum waarden; het zijn alleen ile componenten op de lijn die sleten oog verbindt.

Het is M. H. altijd een groote triumf voor de wetenschap geweestindien het gelukte door eene hypothese, gesteund en waarschijnlijk gemaakt door waarneming, feilen onder één hoofdstuk te brengen, die vroeger, uit gebrek aan verhand, in verschillende capita moesten hehandeld worden. Wetenschap is in den grond niet anders dan hel zoeken van den logischen gedachlengang, die verschillende en aanvankelijk geheel op zich zelf staande feiten kan verhinden.

Zoo is bet ook hier een belangrijk feil, dal eene geheele categorie van veranderlijke sterren voortaan onder hel hoofdstuk «dubbelsterrenquot; kan opgenomen worden.

Er zijn echter nog andere soorten van veranderlijke sterren. die niel, zooals Aigol, hel karakter dragen van eene vrij plotselinge eclips, veroorzaak! door den overgang van een donker lichaam. Is hel mogelijk ook andere calegoriëu van veranderlijke sterren te verklaren door ze le beschouwen als systemen van dubbelsterren?

Dit is eene vraag, die terstond is gesteld en ook beantwoord,

21

gedeellelijk zelfs reeds door Klinkebfuess , die ook de Algol-hypolhese opperde; dit antwoord cciiler, nog niet door waarnemingen bevestigd, behoort voorloopig nog tot hel gebied der speculatie.

De vooruitgang der weienschap is echter evenzeer afhankelijk van de zelfs ietwat gewaagde phanlasie van de groote denkers, als van de ietwal bureau-achlige noeste vlijt van de dii minores; evenals bij den staatsdienst is er ruim plaats voor allerlei dragers van goede menschelijke eigenschappen, van af den verzienden staalsman-minister tol den conscientieusen klerk; en ik meen deze gelegenheid niel Ie mogen voorbijgaan om u, zij hel ook zeer vluchlig. in te leiden in hel gebied der speculaties, waarvan de onlginning door Vogël's pionier-arbeid is mogelijk geworden.

Keeds is uwe aandachl gevestigd op den buitengewoon korten afstand, waarop zich bij de nieuw ontdekte systemen de om elkander wentelende kolossale lichamen bevinden : het is niel mijn voornemen u te schetsen hoe zich voor bewoners van zulk een systeem dergelijke enorme zonnen, die een groot deel van het firmament bedekken, moeten voordoen; ik kan dal aan uwe eigene phanlasie overlaten: maar het valt terstond op, dat onder zulke omstandigheden op de zeer lichte en derhalve waarschijnlijk gedeellelijk vloeibare, gedeeltelijk gasvormige lichamen getij-verschijnselen moeten voorkomen, zoo ontzettend sterk, dat wij er ons nauwlijks een begrip van kunnen vormen.

Stellen wij ons voor, dal andere dubbelsterren nog dichter bij elkander staan; een gevolg van de wrijving, ontstaan door den vloedberg, waaronder zich de lichamen om hunne assen moeten rondwentelen, zal zijn, dal oinweiitelingstijd en omloopstijd aan elkander gelijk worden, zooals b. v. hij onze maan hel geval is, die altijd een zelfden kant naar ons toe gericht houdl. De beide vioedtoppen zuilen nu voortdurend naar elkander toe gericht blijven en altijd op dezelfde plaats blijven staan: het systeem bestaat dan uil twee sterk ellipsvormig vervormde lichamen, die elkander met de toppen bijna raken,

22

en zoo te zamen omwenlelen. Zien wij ze dan naast elkander, ligt hel (luliljelei nf hel saucijsvormig lichaam met de lange as loodrecht op de vizierlijn, dan zullen we heide lichamen waarnemen door eene dunne laag gas, waarvan hel gevolg zal zijn veel lichl en weinig ahsorplie. Ligt de lange as der kettingsaucijs echter in de vizierlijn, dan zullen wij slechts één lichaam ohserveeren en hel lichl zal door de sterke ahsorplie van de geweldige gaslaag zwak schijnen. Ziehier dus, op niet al le gedwongen wijze, eene nieuwe verklaring gevonden van eene veranderlijke sier, hehoorende lol eene geheel andere klasse dan Alrjol.

De verduisleringen zullen hier slechls geleidelijk geschieden en volstrekt niel hel karakter eener eclips dragen. Nog een slap verder kan men gaan en nog eene geheel andere soort van verschijnselen onder hel ressorl dezer soort van dubbelsterren brengen.

Zooals u bekend is onlstaan van lijd lol tijd plotseling nieuwe sterren aan den hemel, die korten lijd opflikkeren en daarna weer verdwijnen, of terugkeeren tol de oude onaanzienlijke lichlslerkle.

Dikwijls gebeurt zoo iels niel en bel is dus geen wonder, dal rneu zeer verlangend was naar eene gelegenheid om op zulk eene nieuwe ster de nieuwe methode van waarneming toe le passen.

Het zou mogelijk zijn, zoo had men geredeneerd, dat, wanneer op een lichaam met gloeiende kern de boven ge-schelste geweldige getij-verschijnselen onlstaan, het evenwicht tusscben drukking van huilen en spanning van binnen verbroken werd en plotselinge uilbarslingen van gloeiende gassen aan de ehzijde ontslaan , die door ons zouden waargenomen worden als eene plotselinge opflikkering eener nieuwe ster. Toen dus in Februari van dit jaar eene anonyme briefkaart op het Observatorium te Edinburgh werd ontvangen, waarin de, later bekende, dilettant-astronoom Anderson mededeelde, dal in hel slerrebeeld van den Voerman, Auriga, eene nieuwe ster was zichlhaar

23

geworden, haastte ine» zich den spectrcscoop op de nieuwe ster te richten.

Jammer genoeg had zy loen reeds lang haren grootsten luister bereikt; want op 8 Decemher 1891 was reeds* iit Heidelberg eene phötographie van dat gedeelte van den hemel genomen, en hij onderzoek hleek dat de Nova Aurigae daar niet op te vinden was; eene andere photographic echter, 48 uren later genomen, op flarvard-Cot/ege-Ohservalorij . toonde aan dal zij toen reeds bestond en van de ode grootte, op 20 December van de 4.5de grootte was.

De aandacht was er niet opgevallen en toen zij in Februari voor 't eerst kon waargenomen worden. wareu er dus reeds ruim een 40-lal dagen sinds den tijd van het vermoedelijk maximum van lichtsterkte verloopen. Men zag nu inderdaad een dubbel spectrum, een van lichtende strepen, veroorzaakt dus door een lichaam, bestaande uit gloeiende gassen, endaar naast een va.i donkere strepen, te wijlen aan een lichaam als onze zon. bestaande uit een gloeiende kern, omgeven door een koeleren dampkring, waardoor de strepen van emissie-tot absorptie-strepen worden, d. i van lichte tot donkere.

Hel bleek nu ook dat beide soorten van lijnen in het spectrum van hare normale plaats verschoven waren, de lichte naar den rooden, de donkere naar den violellcn kant, waaruit de conclusie kon getrokken worden, dat de Nova Aurigae bestaat uit twee lichamen, een sterk lichtgevend, dat zich vau ons verwijdert, en een betrekkelijk donker lichaam . dat zich naar ons toe begeeft.

Mei do enorme snelheid van 370 kilometers per seconde gaat het eersle van ons af en met de nog groolere van oio kilometers per seconde beweegt zich het donkere lichaam naar ons loe, zoodal de snelheid der beide lichamen ten opzichte van elkander de phenomeuale hoeveelheid van 88o kilometers bedraagt. Op 22 Februari was de stand der zaken nog steeds dezelfde en lol nu loe wacht men te vergeefs op eene reversie van den onderlingen stand der lijnen, zooals hel geval moet

zijn. als JSova Aurigae inderdiiad eene dubbelsler was, een systeem, waarbij twee lichamen om elkander wentelen in eene bepaalde periode. In verhand met de ontzettende snelheid, waarbij nogmaals in herinnering gebracht moet worden dat dit alleen de snelheid in de vizierlijn is, meent men daarom , dat bier niet aan een systeem moet gedacht worden , waarop ten gevolge van inwendige krachten, b. v. die, welke getijden (e voorschijn roepen, eeno uitbarsting ontslaat; maar aan eene toevallige rakelingsche passeering van twee elkander vreemde lichamen, of' van een lichaam en eene groep meteoren, die elkander genaderd zijn met eene snelheid, die niet veroorzaakt is door onderlinge aantrekking, maar die beide lichamen reeds oorspronkelijk hadden. Hiervan zou dus slechts eene lijdelijke niet eene werkelijke dubbelheid, als dil minder fraaie woord gebezigd mag worden, bet gevolg kunnen zijn.

Is dil werkelijk het geval, dan zal den matlieniaticus onder u ook bekend zijn, dat de lichamen zich niet in eene ellips kunnen bewegen , maar dat de baan den vorm van een hyperbool moet aannemen, en dat dus de beide lichamen nooit weder te zamen kunnen komen. Nadere onderzoekingen moeten uitmaken wat hier van zij; de laatste berichten luidden, dat de ster, na bijna onzichtbaar geweest Ie zijn, ook in een sterken kijker, weder in lichtsterkte toenam , 'I geen niet overeen zou komen met de gestelde hypothese.

Vergeeft mij M. H., indien ik, de Nova Aurigae tot slot mijner voordracht kiezende, gehandeld heb legen het beproefde goede voorschrift voor eene populaire voordracht, waarbij verboden wordt nog onzekere zaken te berde te brengen en de discussies, in de raadskamer gehouden, te verklappen , alvorens het vonnis, als resultaat daarvan, is gepubliceerd. De verleiding, om u ook niet deze soort van dubbelsterren bekend te maken en hiermede de verzameling, zij bet ook met een twijfelachtig specimen, Ie verrijken, was mij te groot.

Wanneer ik er in geslaagd hen u een begrip te geven van de groote strekking van Vogel's ontdekking, van de uiige-

23

breidheid voor waarneming en speculatie van hel nieuw geopend wetenschappelijk terrein, en uwe bewondering Ie wekken voor de eeuwige jeugd en schoonheid der holde Fr au Aslrommia, dan zal ik het verwijt van ietwat te veel gegeven te hebben mij niet te zeer aantrekken: bewondering toch is eene kostbare eu weldoende emotie en haar opgewekt te hebben eeue goede daad.