uama % â it a 1... amp; v % 'â Â«jÂ»' i.NÂ«jÂ» m. â / .' t -ss W Â«k- â¢.'Sb.â¢. IÂ».-. â Â». \ â¢amp;â¢.. â¢Â».; â â ¹ â¢â¢ â - ^ s - u -. 4

I^BSl-^%1-^ â *% Tv 'quot;Hik v '%% â *% ^â ^%s-'fc'vr^a!% %.'*amp;â¢*** ^:*iiit quot;*gt;%â %'*%*:'%â

Indien wij ons des avonds bij helder weder buiten bevinden, en wij eenen uitgestrekten gezichtskring hebben, dan zien \\ij^Juizenckni_

sterren aan den hemel schitteren. Wij verbeelden ons zelfs, millioenen sterren te zien, hoewel boven denzelfden horizon nooit meer dan drie duizend tegelijk met het bloote oog zichtbaar zijn. Die sterren, van verschillende helderheid, behouden ten opzichte van elkander denzelfden stand en vormen de figuren, waaraan men den naam van sterrenbeelden gegeven heeft; de zeven sterren van De Grootc Beer hebben reeds al de duizenden jaren, dat men ze waarneemt, den vorm gehad van eenen wagen, met drie paarden bespannen; de zes sterren van Cassiopea vormen nog altijd de letter M met uitstaande beenen, Arcturus, Wega, Altair hebben nog altijd denzelfden stand in de sterrenbeelden BoÃ¶tes, de Lier en de Arend. De oudste waarnemers hebben reeds dien vasten stand dei-sterren opgemerkt, en door de voornaamste sterren door denkbeeldige lijnen te vereenigen, meenden zij gelijkenissen daarin te zien, en bevolkten zij de eenzaamheid der hemelen met fantastische wezens.

Als men zich gewent den sterrenhemel te beschouwen, maakt men zich onmerkbaar de sterrenbeelden eigen en leert men de voornaamste sterren bij haren naam kennen. Dit zullen wij later, als wij op onze reis tot de vaste sterren genaderd zijn, gezamenlijk doen. Wij hebben echter nu nog het rijk der zon niet verlaten.

Dikwijls gebeurt het, dat men bij het beschouwen des hemels eene heldere ster ziet op eene plaats, waar men zeker weet, nooit te voren eene ster gezien te hebben. Die ster kan alle andere sterren in helderheid overtreffen en zelfs helderder zijn dan Sirius, de schitterendste vaste ster des hemels; men kan tevens waarnemen, dat haar licht rustiger is dan dat der sterren, en dat zij niet flikkert. Als men haren stand bepaalt ten opzichte van de overige sterren, in de nabijheid gelegen, en haar eenige weken volgt, dan blijkt het, dat zij niet als deze blijft staan, maar meer of minder snel van plaats verandert.

Dit was reeds door de eerste waarnemers van den sterrenhemel, de herders van Chaldea en de nomadische volksstammen van Egypte, opgemerkt.

Die sterren, die nu eens zichtbaar, dan weder onzichtbaar waren, en zich aan het hemelgewelf voortbewogen, werden planeten of dwaalsterren genoemd.

Doch het was er verre van af, dat onze voorouders begrepen, dat die lichtende punten geen eigen licht hebben, dat zij duister zijn als de aarde en met haar niet veel in grootte verschillen; dat sommige

zelfs veel grooter en zwaarder zijn ; dat zij door de zon verlicht worden evenals de maan en de aarde; dat haar afstand in vergelijking met die der vaste sterren zeer gering is; dat zij met de aarde Ã©Ã©ne familie vormen, waarvan de zon het hoofd is! . . . . Nemen wij bij voorbeeld Jupiter. Die planeet heeft geen eigen licht, evenmin als de aarde, maar zij wordt door de zon beschenen, en evenals de aarde daardoor op eenen afstand als een lichtgevend punt gezien wordt, zoo zien wij ook Jupiter als een punt, waarin al het licht, over hare geheele oppervlakte verdeeld, geconcentreerd is. Indien wij op een stuk zwart laken, in eene van het daglicht afgesloten kamer, eenen steen plaatsen, en daarop eenen bundel zonlicht laten vallen, dan zal die steen licht geven, evenals Jupiter of de maan. De planeten zijn donkere wereldbollen, evenals de aarde, die alleen het licht teruggeven, dat zij van de zon ontvangen.

Volgen wij eene planeet aan den hemel, dan kan men gemakkelijk hare verplaatsing ten opzichte van de vaste sterren waarnemen. Beschouwen wij Venus, als zij des avonds aan den westelijken horizon zichtbaar is, dan zien wij, dat zij zich van het westen verwijdert en telkens hooger stijgt, dat zij hoe langer zoo meer bij de zon achter komt, totdat zij meer dan drie uur na deze ondergaat, dat zij daarna eenigen tijd schijnt stil te staan, om weer langzaam tot de zon te naderen en eindelijk in de stralen der zon te verdwijnen. Eenige weken later zien wij diezelfde planeet als morgenster schitteren aan het oostelijk deel van den hemel, vÃ³Ã³rdat de zon is opgekomen. Letten wij op de planeet Mercurius, dan zien wij, dat deze slechts zelden zÃ³Ã³ver van de zon verwijderd is, dat zij uit hare stralen te voorschijn komt. Is zij eenen enkelen avond zichtbaar geweest, dan nadert zij spoedig weer tot de zon. Saturnus daarentegen schijnt zich maanden achtereen langs het hemelgewelf met tragen gang voort te sleepen.

Aan die bewegingen hebben de planeten, ook in verband met het licht, dat zij uitstralen, hare namen ontleend. Venus, de blanke en glinsterende, de volmaakte schoonheid, de koningin der sterren; Jupiter, de statige; Mars met zijne roode stralen, de god des oor-logs; Saturnus, de langzame, het symbool van den Tijd en het Noodlot; Mercurius, de vlugge, blinkende, die Phoebus nu eens voorgaat, dan weder volgt.

De planeten schijnen zich, met enkele onregelmatigheden, om ons heen te bewegen van het westen naar het oosten, tusschen de vaste

sterren door. In de onderstelling, dat die, welke zich het langzaamst bewegen, het verst van ons verwijderd zijn, schikte men ze reeds voor drie duizend jaar in deze volgorde:

astronomen waren daarom geneigd, aan te nemen, dat Mercurius en Venus werkelijk om de zon draaiden en dat de zon de beide planeten met zich mede voert in hare dagelijksche beweging om de aarde. Maar de groote meerderheid der astronomen zwoer bij het systeem van Hipparchus, door Ptolemaeus ongeveer 130 na C. te boek gesteld (1). Cicero geeft in zijn Â»Sonininm Scipionis ' daarvan de volgende beschrijving:

âliet heelal bestaat uit negen cirkels of liever uit negen bollen, die zich bewegen. De buitenste bol is die des hemels, die alle andere omvat en waaronder de sterren bevestigd zijn. Een eind lager rollen zeven bollen voort in eene richting, tegengesteld aan de beweging des hemels. Op den eersten cirkel beweegt zich Saturnus; op den tweeden Jupiter, de weldoende en den menschen welgevallige ster; dan volgt Mars, rosachtig en verafschuwd ; daarop volgt op den middelsten bol de zon, de vorstin en beheerscheres der overige sterren, de ziel der wereld, wier onmetelijke bol de geheele wereldruimte met zijn licht beschijnt. Daarop volgen, als twee makkers, Vernis en Mercurius. Eindelijk wordt de laagste kring ingenomen door de maan, die haar licht aan de zon ontleent. Onder dien laagsten kring is alles sterfelijk en vergankelijk, met uitzondering van de zielen, door eene goddelijke weldaad aan het menschengeslacht geschonken. Boven de maan is alles onsterfelijk. â¢â- Onze aarde, in het midden der wereldruimte geplaatst en van alle zijden van den hemel afgescheiden, blijft onbewegelijk; en alle zware lichamen worden door hun eigen gewicht naar haar toegetrokken.

.... De beweging der sferen veroorzaakt eene harmonie van tonen, die in eene bepaalde verhouding verbonden zijn en brengt de schoonste melodieÃ«n voort. Zoo groote bewegingen kunnen niet in stilte plaats vinden, en de natuur heeft eenen lagen toon gegeven aan de zich langzaam voortbewegende maan, en eenen hoogen toon aan het sterrengewelf; binnen die twee grenzen van het octaaf brengen de bewegelijke bollen zeven tonen voort, en dit getal is de sleutel van alle dingen. De ooren der menschen, met deze harmonie vervuld, hooren haar niet meer, evenmin als de volken, die bij de watervallen van den Nijl wonen, het vermogen behouden hebben, die te hooren. De schitterende melodie van het heelal in zijnen snellen loop is zoo krachtig, dat uwe ooren zich voor die harmonie sluiten, evenals gij den blik neerslaat voor de stralen der zon, wier doordringend licht u verblindt ....

eenen naam, dien de Arabieren er aan gaven. Dit boek stond zoo hoog aangeschreven, dat bij de inneming van Constantinopel door de muzelmannen Ã©Ã©ne der vredesvoorwaarden was: de overgave van een exemplaar van het handschrift.

Zoo spreekt de welsprekende Romein. Boven de zeven cirkels was de sfeer der vaste sterren geplaatst, die den achtsten hemel vormde. De negende was het Privmui mobile, waarop men in de middeleeuwen het Empyreutn of het verblijf der gelukzaligen plaatste. Dit geheele gebouw dacht men zich van bergkristal. Wel schijnen enkele groote geesten (onder anderen Plato) die vastheid van den hemel niet letterlijk te hebben opgevat, maar de groote menigte kon zich de beweging der sterren niet voorstellen, als het heelal niet bestond uit eene vaste, harde, doorschijnende en onslijtbare stof. Vitruvius beweert, dat de as der aarde uit eene vaste stof bestaat, dat zij aan de beide polen buiten de aarde uitsteekt, en dat zij zich tot het hemelgewelf uitstrekt.

Zelfs in de zeventiende eeuw geloofde Keppler nog aan de harmonie der sferen. Volgens hem hadden Saturnus en Jupiter de bas-, Mars de tenor-, Venus de alt- en Mercurius de sopraanpartij.

Hoe eenvoudig dat systeem van planeten, dat om de aarde heen draaide, ook schijnen mocht, naarmate men de bijzonderheden der beweging nauwkeuriger onderzocht, weken die bijzonderheden meer en meer af van de oorspronkelijke eenvoudigheid en moest het gebouw, met zooveel zorg opgetrokken, ineenstorten. Opdat het heelal toch op de gegeven wijze zou kunnen wentelen, moest bijvoorbeeld de aarde zwaarder zijn dan de zon, moest zij alleen gewichtiger zijn dan het geheele zonnestelsel, moesten de sterren op veel geringeren afstand van ons verwijderd zijn, in Ã©Ã©n woord moest het heelal geheel anders gebouwd zijn, dan inderdaad het geval is. Men begrijpt dus, dat, naarmate de astronomische waarnemingen talrijker en nauwkeuriger werden, men telkens tot meer ingewikkelde onderstellingen zijne toevlucht moest nemen, om de ontdekte afwijkingen te verklaren.

Aristoteles en Ptolemaeus hadden evenals alle wijsgeeren verklaard, dat de cirkel de meest volmaakte meetkundige figuur was, en dat de hemellichamen, goddelijk en onvergankelijk, zich alleen in cirkels om de aarde konden bewegen.

Inderdaad echter bewegen zij zich volstrekt niet om de aarde, maar bewegen zij zich, evenals de aarde zelf, om de zon, in elliptische, en niet in cirkelvormige banen.

De schijnbare beweging der planeten, zooals deze zich aan ons voordoet, ontstaat uit de beweging der aarde om de zon, verbonden met die der planeten om hetzelfde lichaam.

De planeet Jupiter bij voorbeeld draait om de zon rond op eenen afstand, die vijf maal grooter is dan de afstand der aarde tot de zon. In twaalf jaren tijd volbrengt zij haren loop. In den tijd dus, waarin Jupiter Ã©Ã©ne omwenteling om de zon volbrengt, heeft de aarde twaalf omwentelingen volbracht. Van de aarde uit gezien, is dus de baan van Jupiter niet een cirkel, maar eene combinatie van de banen

van Jupiter en de aarde. Beschouwen wij nog eens de figuur op blz. 221, dan kunnen wij gemakkelijk nagaan, dat Jupiter alleen door de beweging der aarde om de zon zich reeds aan den hemel moet schijnen te verplaatsen. Die verplaatsing heeft de Ã©Ã©ne helft van het jaar in den Ã©Ã©nen zin plaats, de andere helft van het jaar in tegengestelden zin. Het is, alsof de loopbaan van Jupiter uit twaalf

krullen bestond. Om zich dus rekenschap te geven van de schijnbare beweging van Jupiter, konden de oude astronomen hunnen eenvou-digen cirkel niet langer behouden, maar zagen zij zich verplicht, over dien cirkel in twaalf jaren het middelpunt van eenen anderen cirkel te doen loopen, waarop de planeet geplaatst was. Jupiter volgde dus niet den grooten cirkel, maar bewoog zich in een jaar tijds over eenen kleinen cirkel, die zelf met zijn middelpunt in twaalf jaren tijds den grooten cirkel doorliep.

Saturnus beweegt zich in dertig Jaren om de zon. Om de schijnbare beweging dier planeet te kunnen verklaren, had men eveneens tot eenen tweeden cirkel zijne toevlucht genomen.

Er was nog eene tweede onregelmatigheid in de oorspronkelijke cirkelvormige beweging opgemerkt. Daar toch de planeten in werkelijkheid ellipsen beschrijven, zijn zij op sommige punten van hare

baan dichter bij de zon gelegen, dan op andere punten. Daar nu aile planeten, en ook onze aarde, zich in verschillende perioden om de zon bewegen, zoo volgt hieruit, dat iedere planeet nu eens dichter bij de aarde gelegen is, dan weder verder van haar verwijderd is. De planeet Mars onder andere is op sommige punten van hare baan meer dan vier maal verder van ons verwijderd dan op andere punten. Om zich van dat verschil in afstand rekenschap te geven, nam men aan, dat de cirkels, door iedere planeet gevolgd, niet de aarde tot middelpunt hadden, maar een punt buiten de aarde gelegen, dat zelf weer om de aarde wentelde. Men ziet gemakkelijk in, dat bij

die onderstelling iedere planeet nu eens dichter bij de aarde gelegen, dan weder verder van haar verwijderd is.

Dit nieuwe systeem droeg den naam van het systeem fax excentrieken. Naarmate echter de waarnemingen nauwkeuriger werden, kon men met de aangenomen epicykels en excentrieken niet meer volstaan, maar moest men telkens weder nieuwe er bij aannemen. Iedere eeuw voegde er weder cirkels aan toe, zoodat ten tijde van Copernicus reeds 79 in elkander gezet waren.

Men stelt zich gewoonlijk niet voor, hoe vreemd van vorm de banen zijn, die de planeten van de aarde uit schijnen te doorloopen. Letten wij b. v. op figuur 164. Wij zien daar, hoe Jupiter in het

jaar 1879 tot aan het einde van Juni zich bewoog van rechts naar links, dat is van het westen naar het oosten, hoe de planeet toen eenen tijd stil stond, daarna terugging tot aan het einde van October, om na eenen korten tijd van stilstand zich weer oostwaarts te bewegen. Bij Uranus en Neptunus hebben wij hetzelfde resultaat (fig. 165 en 166) met dit verschil, dat de beweging veel langzamer plaats heeft, en de slingerwijdte veel geringer is, omdat de planeten eenen zooveel grooteren omloopstijd hebben. De planeten Venus en

Merci.rius gaan veel sneller vooruit, zij volbrengen haren loop aan den hemel in Ã©Ã©n jaar tijds.

Wij hebben ieder dier bewegingen afzonderlijk behandeld; het gebeurt echter wel eens, dat verschillende planeten elkander in hetzelfde gedeelte van den hemel onmoeten. (i) In 1881 werden

(1) Wanneer wij hier van ontmoeten spreken, clan bedoelen wij natuurlijk alleen dit, dat de planeten van uit de aarde ongeveer in dezelfde richting gezien worden. Daar zij op verschillende afstanden van de zon gelegen zijn, kan van ecne ontmoeting in den gewonen zin geen sprake zijn.

Mars, Jupiter, Saturnus en Neptunus eenen tijd lang in elkanders nabijheid gezien, terwijl ook Mercurius en Venus niet ver van dat punt van den hemel verwijderd waren. Eene zoodanige vereeniging van verschillende planeten komt slechts zelden voor; als er in 1881 nog sterrenwichelaars bestaan hadden, zouden zij daaruit rampen hebben voorspeld, die zelfs de minst vreesachtigen onder ons de

haren zouden hebben doen te berge rijzen. Het is op het tegenwoordige standpunt der wetenschap gemakkelijk, na te gaan, wanneer twee of meer planeten aan hetzelfde punt van den hemel zullen gezien worden. De sterrenkunde kent de toekomst van de beweging der planeten even nauwkeurig als het verleden.

De ontmoetingen der planeten worden dikwijls conjuncties (samen-standen) genoemd. Gewoonlijk echter wordt de naam conjunctie gebruikt voor den samenstand eener planeet met de zon. Gaat Venus of Mercurius tusschen de zon en de aarde door, dan zegt men, dat die planeten in bcnedenconjiinctie staan. Gaan zij achter de zon heen, dan staan zij in bovenconjnnctie. De planeten, die verder dan de aarde van de zon verwijderd zijn (buitenplaneten), kunnen nooit tusschen de zon en de aarde doorgaan. Indien zij achter de zon heengaan

en dus voor ons ongeveer aan hetzelfde punt van den hemel staan als de zon, dan zegt men, dat zij met de zon in conjunctie zijn. Staan zij juist aan het tegenovergestelde deel van den hemel als de zon, zoodat zij juist des nachts te twaalf uren in den meridiaan komen, dan zijn zij in oppositie (tegenoverstand) met de zon. De aarde staat dan tusschen de planeet en de zon in. De binnenplaneten (Mercurius en Venus) kunnen nooit in oppositie komen met de zon, omdat de aarde nooit tusschen haar en de zon kan slaan.

Fig. 167 stelt de beweging van Jupiter voor, van de aarde uit gezien van het jaar 1750 tot 1900. Voor Ã©Ã©nen omloopstijd zijn de verschillende vooruitgaande en teruggaande bewegingen er bij geteekend.

Zoo geeft fig. 167 een beeld van de schijnbare beweging van Venus van 1879â1886. De stippellijn stelt de schijnbare beweging der zon voor. Men kan dus gemakkelijk vinden, op welke tijdstippen de planeet in de nabijheid van de zon stond.

Eene aandachtige beschouwing dezer figuren heeft onze lezers zeker een helder denkbeeld gegeven van de moeilijkheden, die zich ophoopten in het systeem van Ptolemaeus. Geen wonder dan ook, dat groote en vrije geesten in het ingewikkelde van het systeem het bewijs begonnen te zien voor zijne onjuistheid. Voor ons, die onbevangen het vraagstuk onder de oogen kunnen zien, moge de onbewegelijkheid der aarde eene ongerijmdheid schijnen, zelfs na GalileÃ¯ vond dat systeem nog verdedigers. Werd tegen het systeem van Ptolemaeus aangevoerd, dat het moeilijk was te begrijpen, hoe duizenden sterren zich onafhankelijk van elkander in denzelfden tijd om de aarde bewogen; dat de sterren, die het verst van ons verwijderd waren, dan ook juist zÃ³Ã³veel sneller moesten voortgaan, dat zij in denzelfden tijd hare beweging volbracht hadden; dat de grootte der zon in vergelijking met die der aarde een onwederlegbaar bewijs was voor de beweging der laatste; dan antwoordt Riccioli in zijne wederlegging van GalileÃ¯, dat de sterren met rede begaafd zijn; dat, hoe moeilijker de beweging des hemels te verklaren is, des te meer zich Gods almacht openbaart; dat de adel des menschen dien der zon overtreft; dat het niet te verwonderen is, dat duizenden sterren om de aarde wentelen, waar alles voor ons geschapen is.

Hoewel dergelijke beweeggronden nauwelijks wederlegging waard zijn, waren zij toch oudtijds voldoende, om den vooruitgang der natuurwetenschappen tegen te gaan. Eerst in de vijftiende en zestiende eeuw werd het onderzoek der natuur de basis der natuurstudie, en eerst toen vond men geleerden, genoeg onafhankelijk en vrij van vooroordeelen, om de waarheid langs proefondervindelijken weg op te sporen (1).

(1) Men leze Macaulay's voortrclTelijkc essay over liaeo, om zieh een helder denkbeeld te vormen van liet verschil tussehen de oude en de nieuwe methode bij de beoefening der natuurwetenschappen.

kwamen in dien tijd te zamen. De strijd om de godsdienstvrijheid, de renaissance en de kennis van de ware beweging des hemels kenmerkten de eeuw van Columbus, Vasco de Gama en Magelhaen. In het jaar 1543, waarin het werk van Copernicus Â»De Revolutio-nibus Orbium Coelestiumquot; (over de bewegingen der hemellichamen) verscheen), zag ook het werk van Vesalis het licht: Â»De corporis

humani fabricaquot; (over den bouw van het menschelijke lichaam), dat den grondslag vormde voor de anatomie van den mensch. Toen tengevolge der reizen om de aarde de aardbol zijne geheimen openbaarde, en men door waarneming leerde, dat hij rond en in de wereldruimte vrij was, had men den gewichtigsten stap gedaan, om tot het begrip zijner beweging te geraken.

nog in de zestiende eeuw gehuldigd; zelfs in de achttiende eeuw werd in Frankrijk nog op vele inrichtingen van onderwijs die opvatting onderwezen, en nog thans zijn er slechts weinigen, die zich nauwkeurig rekenschap kunnen geven van de dagelijksche en de jaarlijksche beweging der aarde. Copernicus is de eerste, die op het eenvoudige denkbeeld kwam, dat men de schijnbare beweging dei-planeten verklaren kan, door aan te nemen, dat de aarde eene dubbele beweging heeft, en wel eene wentelende beweging om hare as in vier en twintig uren en eene beweging om de zon in d^aS-

Hij deelde zijne meening aan de geleerden van zijnen tijd mede en publiceerde zijn werk korten tijd vÃ³Ã³r zijnen dood. (1543).

Het stelsel van Copernicus is naar het werk van den grooten geleerde zelf in fig. 169 geteekend. Men ziet, dat het wel de basis is der moderne astronomie, dat de zon in het midden geplaatst is, en dat de planeten om haar heen wentelen, maar dat de opvolgers van Copernicus nog enkele wijzigingen hebben moeten aanbrengen. Na

zijnen tijd is het gebleken: 1⁰ Dat de verhouding tusschen de afstanden der planeten niet juist was voorgesteld: het genie van Keppler ontdekte die verhouding in de zeventiende eeuw. 2⁰ De planeten Uranus en Neptunus ontbraken; deze werden in de achttiende en negentiende eeuw ontdekt. 3⁰ De kijkers en de teleskopen waren nog niet uitgevonden, en men wist dus niets omtrent de wachters der planeten. 4⁰ De planeten Mercurius en Venus volbrachten volgens hem haren loop in 80 dagen en in g maanden in plaats van in 88 en in 225 dagen. 5⁰ Men gaf de aarde nog eene derde beweging, die moest dienen om de evenwijdigheid barer as te behouden, daar men meende, dat deze door de jaarlijksche beweging gewijzigd werd. 6Â° De vaste sterren schenen niet zÃ³Ã³ ver verwijderd, of zij konden nog licht van de zon ontvangen; ook volgens Copernicus stond de zon in het midden der geheele schepping.

eene eigenaardige teekening: de aarde en de hemel worden gewogen, en de balans slaat door naar de zijde van den hemel; de aarde wordt van haren troon verjaagd.

Wel hadden reeds in de oudheid velen aan de juistheid van het systeem van Ptolemaeus getwijfeld, maar aan Copernicus komt de eer toe, dat hij de beweging der aarde niet als eene willekeurige hypothese heeft aangenomen, maar dat hij eerst door studie en navorschinsf zich zelf klaarheid daaromtrent heeft verschaft en eerst daarna zijn werk schreef, om, hetgeen hij als onomstootelijke waarheid had leeren kennen, ook voor anderen te bewijzen. De ware profeet van eenen godsdienst, de apostel eener leer, de vader eener theorie is eerst hij, die dat geloof aan anderen mededeelt, die zijne leer ingang doet vinden, die in zijne werken de juistheid der theorie bewijst. Geen godsdienst, geene leer, geene theorie is het werk van Ã©Ã©nen enkelen persoon. Even vormloos als de jonggeborene, is elke nieuwe theorie. De gewichtigste ontdekkingen komen slechts als kiem ter wereld en groeien ongemerkt verder. Het Ã©Ã©ne denkbeeld maakt het andere vruchtbaar, de Ã©Ã©ne wetenschap komt de andere te hulp; zoo is er vooruitgang. Velen gevoelen eene waarheid of zijn op de grens eener ontdekking, zonder het zelf te weten. Eindelijk breekt de dag aan, waarop een genie, dat meer dan anderen de gave van verbinding bezit, het bijna rijp geworden denkbeeld in zich opneemt en zich daarmede vereenzelvigt; hij ijvert er voor, koestert en verwerkt het; het groeit aan, naarmate hij het meer bestudeert en naarmate zich telkens nieuwe feiten om dat denkbeeld groepeeren, om de juistheid er van te bevestigen. Het houdt op persoonlijke meening te zijn, en is stelsel voor hem geworden. Hij treedt op als apostel zijner leer, verkondigt haar in woord en schrift, en iedereen erkent in hem den schepper der nieuwe leer, hoewel niemand gelooft, dat hij het denkbeeld heeft uitgevonden, en allen overtuigd zijn, dat anderen vÃ³Ã³r hem hetzelfde vermoed hebben.

Wel verre dan ook, dat hij, die door zijne werken een nieuw stelsel gewrocht heeft, alleen aan zich zelf denkt of aan zijnen roem, integendeel, hij tracht juist te doen uitkomen, dat velen hem op dien weg zijn voorgegaan, en graaft alle bewijzen op, die eeuwen lang bedolven waren onder de onverschilligheid der menigte. Zoo eert de grondvester van het nieuwe stelsel niet alleen zich zelf, maar versterkt hij de grondslagen van zijnen arbeid.

kunde inneemt. Men had de onderstelling van de beweging der aarde reeds uitgesproken, lang vÃ³Ã³rdat hij geboren was. Ook in zijnen tijd vond die theorie verdedigers. Maar hij was de profeet der theorie. Hij heeft haar onderzocht met het geduld van den astronoom, den strengen betoogtrant van den mathematicus, de oprechtheid van den wijze, en de bezieling van den wijsgeer. Eerst eene eeuw na zijnen dood werd zij het gemeengoed van allen. Thans erkent ieder geleerde in Copernicus den ontdekker van het wereldstelsel, zijn naam zal tot op den laatsten der dagen geÃ«erd blijven.

Eenen tijd lang vond de theorie van de beweging der aarde minder ingang. Het was, nadat de Deensche sterrenkundige, Tycho-BrahÃ©, in 1582 eene theorie had uitgedacht, die de waarneming met den Bijbel verzoenen moest.

Tycho-BrahÃ© erkende de verdiensten van Copernicus wel. Hij schrijft zelf: Â»Ik erken, dat de beweging der vijf planeten gemakkelijk kan verklaard worden uit de beweging der aarde, en dat de oude astronomen vele dwaasheden en tegenstrijdigheden hebben aangenomen, waarvan Copernicus ons verlost heeft.quot; Maar hij voegt er bij, dat diens stelsel nooit in overeenstemming kan gebracht worden met de Heilige schrift, en daarom geeft hij het volge. de systeem: Â»Alle planeten, met uitzondering van de aarde, bewegen zich om de zon, terwijl de zon met alle planeten, die zich om haar heen bewegen, jaarlijks eenen kring om de stilstaande aarde beschrijft.quot;

Deze theorie liet de gewichtigste bedenking bestaan, die men tegen het stelsel van Ptolemaeus kon inbrengen, daar, indien de aarde onbewegelijk was, de zon, alle planeten en alle vaste sterren in vier en twintig uren hare onmetelijke banen om de aarde zouden beschrijven. Het stelsel van Tycho-BrahÃ© zoude dan ook reeds lang vergeten zijn, indien niet het gezag van diens naam daaraan groote historische waarde verleend had. Men vindt het nog terug op de titelplaat van het Almageshnn Novum van Riccioli, in 1651 uitgegeven. Urania houdt eene weegschaal in de hand, en het stelsel van Tycho wint het van dat van Copernicus. Een man, over het geheele lichaam met oogen overdekt, stelt den grooten Tycho-BrahÃ© voor. Ptolemaeus ligt met zijn stelsel ter neder. Men ziet verder, dat de astronomische kijkers reeds de bergen op de maan, de strooken op Jupiter, den ring van Saturnus en de schijngestalten van Mercurius en Venus hadden doen kennen.

Copernicus als kettersch gebrandmerkt en werden alle boeken veroordeeld, waarin de beweging der aarde werd aangenomen, doch dit kon niet verhinderen, dat de werken van Tycho zelf, van GalileÃ¯, Keppler, Newton, Bradley, Lagrange, Laplace, Herschel, Le Verrier, Adams en andere groote geesten, aan de sterrenkunde eenen onwrik-baren grondslag gegeven hebben, die door elke volgende ontdekking steviger wordt. Alleen zij, die willens de oogen sluiten, kunnen blijven voortleven in de zelfmisleiding van de schildpad, die haar schild als de grenzen van het heelal beschouwt.

Reeds de ouden hadden opgemerkt, dat de met het bloote oog zichtbare planeten zich nooit verder dan 8 graden ten noorden of ten zuiden van de ecliptica verwijderen. Indien wij ons dus aan den hemel twee cirkels denken, aan weerszijden van de ecliptica op 8 graden afstand daarvan getrokken, dan heeft men op den hemelbol eenen gordel van 16 graden breedte, waar die planeten nooit buiten komen. Die gordel heet zodiak (i) of dierenriem^ omdat de sterrenbeelden waaruit hij bestaat, voor het meerendeel uit beelden van dieren bestaan. Die cirkel was in twaalf deelen of teekens verdeeld, waarvan ieder de plaats der zon gedurende Ã©Ã©ne maand van het jaar aanwees. De groote planeten Uranus en Neptunus, eerst later ontdekt, bewegen zich eveneens binnen den gordel van den dierenriem; maar verscheidene der kleine planeten, tusschen Mars en Jupiter gelegen, kunnen een heel eind buiten dien gordel komen; sommige kometen naderen zelfs de polen der ecliptica.

Het teeken der zon stelt eene schijf voor; dit teeken was reeds voor duizenden jaren bij de Egyptenaren in gebruik. Dat der maan stelt de halve maan voor. Het teeken van Mercurius heeft tot oorsprong eenen slangenstaf, dat van Venus eenen spiegel, dat van Mars eene lans, dat van Jupiter de eerste letter van Zeus (Grieksche naam van Jupiter), dat van Saturnus eene zeis. Deze teekens zijn sedert de tiende eeuw in gebruik.

In de zeventiende eeuw is men de aarde als planeet gaan beschouwen en men heeft haar het teeken 5 gegeven, eenen bol met

een kruis er op. De ontdekking van Uranus op het einde der achttiende eeuw heeft het teeken Ãª doen ontstaan, naar Herschel, den ontdekker der planeet. Neptunus wordt voorgesteld door het teeken Y : den drietand van den zeegod. Maar het wordt tijd, de geschiedenis van de schijnbare beweging der planeten af te breken, om met de beschrijving van ieder der planeten afzonderlijk te beginnen.

Om het planetenstelsel te beschrijven, zullen wij ons van het middelpunt naar den omtrek begeven. Reeds hebben wij den glans der zon naar waarde leeren schatten; reeds hebben wij de volgorde der planeten leeren kennen; reeds hebben wij hare schijnbare en hare ware beweging bestudeerd; reeds hebben wij zelfs de derde planeet van het stelsel en haren wachter in bijzonderheden besproken. Wij zullen thans de beschrijving der overige planeten aanvangen met Mercurius, die het dichtst bij de zon geplaatst is.

Bestaan er tusschen Mercurius en de zon nog planeten, die ons onbekend zijn? Sedert verscheidene jaren heeft deze vraag de gemoederen van vele astronomen in beweging gebracht. Wij zullen haar nauwkeurig en onpartijdig beoordeelen.

EÃ©n der uitstekendste wiskundigen, de Eransche astronoom Le Ver-rier, heeft, door de beweging van alle planeten aan een gestreng onderzoek te onderwerpen, nauwkeurige tafels vervaardigd van de beweging van Mercurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus en Uranus over duizenden jaren. Hij is met dien reuzenarbeid begonnen omstreeks 1840 en heeft dien voleindigd eenige maanden vÃ³Ã³r zijnen dood, als waardig slot van een arbeidzaam en nuttig besteed leven, dat zeker gelukkiger zoude geweest zijn, indien hij niet den vrede van zijn gemoed verstoord had door zijn ondragelijk humeur.

De beweging van Uranus had onregelmatigheden geopenbaard in de storingen, door de toen bekende planeten uitgeoefend, die alleen konden verklaard worden door den invloed eener nog onbekende planeet. In 1845 spoorde Arago Le Verrier aan, dit belangrijke vraagstuk der hoogere wiskunde aan een critisch onderzoek te onderwerpen. Hij volgde dien raad op, gaf in 1846 eene benaderde bepaling van de loopbaan der planeet en wees het punt van den hemel aan, waar die planeet moest gevonden worden. Men richtte

den kijker naar dat gedeelte des hemels en vond haar werkelijk op de aangewezen plaats, (i)

Zoo heeft men uit de onverklaarde storingen in de beweging van Uranus het bestaan der planeet Neptunus afgeleid. Dit is zeker wel een der sterkste bewijzen voor de juistheid van de theorie van Newton over de algemeene aantrekkingskracht der stof.

Het onderzoek van de beweging der planeet Mercurius heeft Le Verrier reeds in 1859 overtuigd van het bestaan van storingen, die uit de werking der overige planeten niet worden verklaard, maar die wel opgehelderd zouden worden, als tusschen Mercurius en de zon nog Ã©Ã©ne of meer planeten gelegen waren. De theorie van Mercurius levert met de waarnemingen een verschil op, dat in de seculaire beweging van het perihelium eene aangroeiing van 31quot; veroorzaakt. Indien de onderstelling van Le Verrier juist is, dan moet men van tijd tot tijd donkere lichamen langs de zonneschijf zien heengaan, die eene eigen beweging hebben. Werkelijk waren er dan ook nauwelijks eenige maanden verloopen sedert die resultaten gepubliceerd waren, of Lescarbault, een geneesheer, die bezield was met eene groote liefde voor de sterrenkunde, en die aan den dienst van de schoonheden des hemels al den tijd wijdde, welke niet door de lijdende menschheid in beslag genomen werd, maakte bekend, dat hij den 26^stcn Maart eene ronde zwarte vlek op de zonneschijf gezien had, dat hij die gedurende meer dan een uur had gevolgd en hare verplaatsing over de zonneschijf duidelijk had opgemerkt.

Van 1858 tot 1876 verzamelde Le Verrier meer dan vijftig dergelijke waarnemingen, waarvan hij het grootste aantal op zijde legde, omdat het onderzoek uitmaakte, dat het eenvoudig waarnemingen van zonnevlekken waren. Zoo werd ook in 1876 veel gesproken over eene ronde zwarte vlek, met eene eigen beweging, door eenen Duitschen astronoom den 4^den April waargenomen; het bleek echter, dat men vijf uren te voren de zon nauwgezet had waargenomen te Londen en te Madrid, dat men daar genoemde vlek gezien en gephotografeerd had, en dat het dus geene planeet was. Le Verrier beschouwde van alle waarnemingen slechts zes als vaststaande, en wel: waarnemingen gedaan in 1802, 1819, 1839, 1849, 1859 en 1862; hieruit berekende hij de loopbaan der onbekende planeet Het bleek.

(1) Wij komen op tie ontdekking van Neptunus en c^) de bijzonderheid, dat een tweede astronoom, Adams, nog iets vroeger tot hetzelfde resultaat gekomen was, in het negende hoofdstuk van dit boek terug.

dat verscheidene loopbanen mogelijk waren, doch als de meest waarschijnlijke koos hij eene baan, door de planeet in 33 dagen doorloopen. Hij deelde zelfs mede, dat naar alle waarschijnlijkheid Vidca7ius den 2 2^sten Maart 1877 de zonneschijf zou passeeren. De astronomen der geheele wereld bespiedden dien dag de zon met eenparige onbescheidenheid; maar het resultaat was, dat geene enkele zwarte stip gezien werd.

Twee Amerikaansche astronomen, Watson en Swift, deelden mede, dat zij bij de totale zoneclips van den 29^sten Juli 1878 twee planeten vlak bij de zon gezien hadden, wier loopbanen binnen die van Mercurius gelegen waren, en zelfs haastte men zich te Parijs, een weinig onbezonnen, naar die waarneming eene nieuwe loopbaan te berekenen. Maar het bleek reeds spoedig, dat de twee lichte punten, voor twee planeten aangezien, niets anders waren dan de sterren 9- en uit het sterrenbeeld de Kreeft.

Later is nog door eenen Ã¼uitschen astronoom, Oppol-zer, eene nieuwe loopbaan berekend en daaruiteen nieuwe overgang voorspeld; men heeft op dien dag de zon veel nauwkeuriger dan ooit waargenomen : en - ^{De loopbaan van Meicurius}'

men heeft niets gezien. Wij moeten dus wel de gevolgtrekking maken, dat naar alle waarschijnlijkheid tusschen Mercurius en de zon geene planeet gelegen is, met Mercurius vergelijkbaar. 1 och is het niet te ontkennen, dat de mogelijkheid bestaat, dat er tusschen de zon en Mercurius nog eene planeet gelegen is, hoe onwaarschijnlijk het ook wezen moge.

Maar wat dan te denken van de donkere vlekken, die men over de zonneschijf heeft zien heengaan? Wij moeten opmerken, (zonder de

goede trouw van eenigen waarnemer in twijfel te trekken), dat niets gemakkelijker is, dan zich te vergissen bij het onderzoek naar de beweging eener zonnevlek, daar de vertikale middellijn van de zonneschijf van uur tot uur verandert, en eene vlek, die men bij voorbeeld op een zeker oogenblik aan het bovengedeelte der schijf gezien heeft, zich zal schijnen verplaatst te hebben, als men haar Ã©Ã©n of twee uren later terugziet. Om zeker te zijn van de eigen beweging der vlek, moet men de zwarte vlek gevolgd hebben van het oogenblik af, waarop zij op de zonneschijf trad, totdat zij een goed eind van den rand gekomen is; of wel men moet eenen toestel gehad hebben, die de dagelijksche beweging des hemels volgt; die voorwaarden zijn door geenen enkelen der waarnemers vervuld.

Maar wat wordt er dan van de theorie der beweging van de planeet Mercurius? Heeft er werkelijk eene aangroeiing plaats van de seculaire beweging van haar perihelium? Ongetwijfeld. Maar daarom behoeft eene planeet nog niet de oorzaak van die storing te zijn. Gedurende meer dan dertig jaren is er geen dag voorbijgegaan, waarop de zon niet is waargenomen en gephotografeerd op Ã©Ã©ne of meer plaatsen der aarde, en hoewel zij in dien tijd meer dan honderd malen langs de zonneschijf moet zijn heengegaan, is zij nooit met voldoende zekerheid gezien. Ãf de planeet Vulcanus bezit de gave, zich onzichtbaar te maken, Ã³f zij bestaat niet. Mercurius was de god der dieven; Vulcanus houdt zich schuil als een sluipmoordenaar. Men kan de gevonden storingen verklaren, door aan te nemen, dat een zwerm van kleine planeten zich om de zon beweegt, die zoo klein zijn, dat wij ze van hier uit niet op de zonneschijf kunnen waarnemen, of ook uit den invloed van de kosmische stof, die zonder twijfel in de nabijheid der zon bestaat, en waarvan de dichtste lagen het zodiakaallicht veroorzaken.

Totdat het onderzoek nieuwe feiten aan het licht gebracht heeft, zullen wij dus de planeet Vulcanus laten rusten, en zullen wij onze reis voortzetten, totdat wij op Mercurius zijn aangeland.

Wij zagen reeds vroeger, dat Mercurius op 60 millioen kilometers van de zon verwijderd is en eene baan beschrijft, die binnen die der aarde gelegen is en in 88 dagen doorloopen wordt. Fig. 172 geeft daarvan eene voorstelling op eene schaal van 1 millimeter op 4 millioen kilometers. Die loopbaan is niet cirkelvormig maar elliptisch. Hare excentriciteit, d. i. de afstand van het middelpunt der ellips

tot het brandpunt, uitgedrukt in de halve groote as, is 0,2, zoodat het middelpunt der ellips op 11 600 000 kilometers van de zon verwijderd is. In haar perihelium is de planeet op 45 500 000 kilometers van de zon verwijderd, in haar aphelium op 69 000 000 kilometers. De baan van Mercurius is naar verhouding de meest gerekte van alle planetenbanen.

De afstand van Mercurius tot de aarde kan aanmerkelijk veranderen. Als de planeet tusschen de zon en de aarde doorgaat, op het oogenblik, dat zij in het perihelium gelegen is, kan zij tot op 80 millioen kilometers van ons naderen; hare schijnbare middellijn bedraagt dan 13quot;, maar als zij zoo ver mogelijk van de aarde verwijderd is, en zij dus achter de zon doorgaat, kan haar afstand somtijds 260 millioen kilometers bedragen en dan wordt hare schijnbare middellijn 4¹/2quot;. Als de planeet tusschen de zon en de aarde doorgaat, zegt men, dat zij in beneden-conjunctie is; gaat zij achter de zon door, dan noemt men dien stand hare boven-conjtmctie. Het perihelium van de baan van Mercurius ligt op 75⁰ astronomische lengte, dat wil zeggen op 75⁰ van het lentepunt; het perihelium dei-aardbaan is 25⁰ verder gelegen, en wel op 100Â°. Mercurius is voor ons alleen zichtbaar op de tijdstippen, waarop de planeet zoover mogelijk van de zon verwijderd is. Men ziet de planeet dan des morgens of des avonds. Bevindt zij zich voor ons oog aan de rechterzijde der zon,

dan gaat zij vÃ³Ã³r de zon onder, en komt zij vÃ³Ã³r de zon op, zoodat zij des morgens in het oosten zichtbaar is. Zij is dan morgenster, Is zij aan de linkerzijde van de zon, dan komt zij na de zon op en gaat zij dus in de lichtstralen der zon verloren;

men ziet haar dan alleen des avonds even na zonsondergang, zij is dan avondster.

De planeet Mercurius, die altijd zeer dicht bij de zon geplaatst is (zij kan zich nooit verder dan 28Â° daarvan verwijderen), is slechts zelden zichtbaar, daar zij zelfs bij haren grootsten afstand van de

zon (grootste elongatie), in het licht der schemering verloren gaat, of des avonds in de dampen van den horizon verdwijnt.

Om Mercurius dikwijls te kunnen waarnemen, is eene eerste voorwaarde een geschikt klimaat, Copernicus heeft de planeet in Polen nooit waargenomen. Daarentegen heeft een dilettant-astro-noom. Gallet, kanunnik te Avignon (door Lalande Hermophilos, vriend van Mercurius genoemd), haar in de vorige eeuw meer dan honderd maal waargenomen. Fig. 173 stelt Mercurius voor, op 4 April 1879. De planeet had toen eene schijnbare middellijn van 9quot; en vertoonde zich onder dezelfde schijngestalte als de maan, op den dag vÃ³Ã³r eerste kwartier. In zeldzame gevallen kan men door den teleskoop enkele bijzonderheden der planeet waarnemen en vlekken op hare oppervlakte zien. Men heeft uit de beweging der vlekken den duur harer aswenteling trachten af te leiden.

Door hare snelle keweging zien wij de planeet Mercurius slechts korten, tijd aan hetzelfde deel des hemels. Zien wij haar des avonds een oogenblik in het westen, dan is zij spoedig daarna weder in de zonnestralen verloren gegaan, om spoedig in het oosten te schijnen vÃ³Ã³r de opkomst der zon. Korten tijd daarna is zij weder in de zonnestralen verloren en verwijdert zij zich des avonds weer van de zon; zoo wordt zij nu eens als morgenster dan weer als avondster gezien. Die periode wisselt af tusschen 106 en 130 dagen. De ouden meenden, dat er twee verschillende sterren bestonden: het waren Set en Horus bij de Egyptenaren, Bouddha en Rauhineya bij de Hindoes, Apollo en Mercurius bij de Grieken.

Mercurius is, evenals de aarde en de maan, een donkere bol, die alleen licht geeft door het teruggekaatste licht der zon. De beweging der planeet om de zon is oorzaak, dat zij nu eens tusschen ons en de zon staat, dan weer schuin geplaatst is ten opzichte van de zon, dan weer zÃ³Ã³, dat de lijn, die haar met de aarde verbindt, loodrecht staat op de lijn, uit de zon naar de planeet getrokken. Van daar, dat nu eens kleinere, dan weder grootere gedeelten van die helft harer oppervlakte, welke door de zon verlicht wordt, voor ons zichtbaar zijn, zoodat wij bij haar door eenen kijker veranderingen van schijngestalten zien, evenals bij de maan. Fig, 174 stelt die verschillende schijngestalten voor; indien wij van de planeet slechts eene smalle sikkel zien, dan is zij zeer dicht bij ons geplaatst; is de planeet voor ons vol, dan ligt zij achter de zon, en is zij dus

zoo ver mogelijk van ons verwijderd. Hieruit volgt dus, dat de schijnbare middellijn der planeet van hare beneden- tot hare boven-conjunctie hoe langer hoe kleiner moet worden.

Men kan die schijngestalten met het bloote oog niet waarnemen; daarom werd ook tegen het stelsel van Copernicus aangevoerd, dat, indien Mercurius en Venus zich tusschen de aarde en de zon bewogen, zij evenals de maan schijngestalten moesten vertoonen! Verbeter uw gezichtsvermogen, antwoordde de beroemde astronoom, en gij zult ze zien.

De ontdekking dier schijngestalten in de zeventiende eeuw heeft dan ook den doodsteek gegeven aan de tegenstanders van het

Indien Mercurius zich om de zon bewoog in het vlak van de aardbaan, dan zoude de planeet, bij elke benedenconjunctie, dus gemiddeld driemaal in het jaar, langs de zonneschijf heengaan. Maar het vlak harer loopbaan maakt met de ecliptica eenen hoek van 7⁰;

De volgende figuur (fig. 175) wijst de plaats en de richting van ieder der overgangen in de negentiende eeuw aan. De groote cirkel

stelt de zonneschijf voor, en de lijnen, daarop getrokken, zijn de banen, door Mercurius over de zonneschijf doorloopen.

Men ziet, dat de planeet steeds aan den linkerkant (aan de oostzijde) op de zonneschijf komt en haar aan den rechterkant (aan de westzijde) weder verlaat). In die schijnbare verwarring van lijnen bespeurt men toch werkelijk regelmaat : alle overgangen van Mei zijn onderling evenwijdig ; zoo ook alle overgangen van November. De laatste overgang heeft plaats gehad den io^den November 1894 ; de volgende zal plaats hebben den i2^den November 1907. Die van 10 November 1894 kon hier te lande worden waargenomen,

De overgang van 5 November 1868 had plaats bij het opkomen der zon. De planeet vertoonde zich toen als een rond, zeer zwart schijfje, dat veel donkerder was dan de zonnevlekken.

Tijdens dien overgang en dien van 1878 hebben verscheidene astronomen eene lichte stip op Mercurius waargenomen. Door enkelen is die aan eenen vulkaan toegeschreven. Het zou echter vreemd zijn, dat er een vulkaan op Mercurius was, juist op de helft, die op de dagen en uren der beide overgangen naar de aarde toegekeerd was. Niet onmogelijk is het, dat het slechts een optisch verschijnsel is, veroorzaakt door het sterke contrast van het kleine, zwarte, met het bloote oog onzichtbare schijfje, met het schitterende zonlicht.

Men moet bij dergelijke verschijnselen zeer voorzichtig zijn met het maken van gevolgtrekkingen; het zou ons anders kunnen gaan

als den dilettant-astronoom, die op eenen afstand eene vlieg voor eenen olifant op de maan aanzag.

Wij zagen reeds vroeger, dat de planeet Mercurius hare baan om de zon aflegt in ongeveer 88 dagen. Het jaar op Mercurius is 87,97 dagen of 2 maanden (1), 27 dagen, 23 uren, 15 minuten en 46 secunden. De bewoners van Mercurius hebben dus jaren, die vier maal korter zijn dan op aarde. Een honderdjarige grijsaard op Mercurius is slechts 24 van onze jaren oud. Indien het leven daar ingedeeld is als op aarde, dan moeten daar ook de indrukken sneller en levendiger zijn, en het levensdrama veel sneller zijn afgespeeld; men wordt er in vijf aardsche jaren jongeling, in 12 jaren is men tot den rijpen leeftijd genaderd, in twintig jaren is men grijsaard geworden. (Het is niet te ontkennen, dat men ook op aarde wel twintigjarige grijsaards vinden kan). Daar het licht en de warmte der zon op Mercurius veel sterker zijn dan op aarde, en de jaargetijden daar slechts 22 dagen duren, moeten de overgangen van de seizoenen veel sterker zijn dan bij ons. De as der planeet helt veel sterker dan de as der aarde. Ook daardoor moet het verschil tusschen zomer en winter daar zeer aanzienlijk zijn. Bovendien is de loopbaan der planeet bijzonder gerekt en is zij in het perihelium bijna 24 millioen kilometers dichter bij de zon dan in het aphelium, en dat op eenen gemiddelden afstand van 60 millioen kilometers! In het aphelium wordt de zon gezien als eene schijf, wier oppervlak 41/3 maal grooter is dan bij ons, en 44 dagen later, in het perihelium, is het oppervlak der zon io¹^ maal grooter dan voor de bewoners der aarde.

Fig. 176 maakt dit verschil duidelijk. Wij beklagen ons wel eens over de groote hitte der zon; maar wat is die hitte, vergeleken bij die, welke de bewoners van Mercurius te verduren hebben! Het is, alsof tien zonnen in het midden van Juli hare stralen op ons afschoten. Indien de bewoners van Mercurius evenals wij vroeger van meening geweest zijn, dat de zon om hen heen wentelde, dan moeten zij nog veel meer moeite gehad hebben, om die periodieke veranderingen in de grootte der zon te verklaren.

uren en 5 minuten om hare as wentelt. Schiaparelli meende de verrassende ontdekking te maken, dat Mercurius in 88 dagen hare aswenteling volbrengt, en dat zij dus, daar zij ook in dienzelfden tijd om de zon wentelt, steeds dezelfde zijde naar de zon keert. Anderen vonden voor den duur der aswenteling 33â35 uren. Men ziet dus, dat de duur der aswenteling nog niet voldoende bekend is.

De afplatting der aarde aan de polen bedraagt Vsoo. De afplatting van Mercurius is zÃ³Ã³ gering, dat men haar zelfs met de beste werktuigen niet kan aantoonen.

Wij hebben reeds bij de overgangen van Venus gezien, dat de parallaxis der zon 8,86quot; is, en dat dus de schijnbare middellijn der aarde, van de zon uit gezien, 17,72quot; bedraagt. Indien alle planeten op denzelfden afstand van de zon geplaatst waren als de aarde, dan zouden hare schijnbare middellijnen zijn:

Uit deze tabel kan gemakkelijk afgeleid worden, dat het volume van Mercurius ^Ã¶/io() van dat der aarde bedraagt. Daar de massa van Mercurius ⁶/ioo van die der aarde is (zie blz. 220), zoo volgt hieruit, dat de dichtheid van Mercurius grooter is dan die der aarde. Noemen wij de dichtheid der aarde 1000, dan is die van Mercurius 1173. Die dichtheid is grooter dan die van eenige andere planeet.

De intensiteit der zwaartekracht is op de oppervlakte van Mercurius de helft (0,52)

van die op aarde; een vrijvallend lichaam, dat bij ons in de eerste secunde cene valruimte heeft van 4,90 meters, heeft op Mercurius eene valruimte van 2,55 meters (zie blz. 133). Hoewel dus de voorwerpen op die planeet Vs dichter zijn dan bij ons, wegen zij bijna de helft minder.

planeet van het zonnestelsel bekend zijn. Wij zien, dat er in enkele opzichten overeenkomst, in andere opzichten verschil met de aarde bestaat. De bewoners van Mercurius moeten georganiseerd zijn in overeenstemming met den toestand van hun vaderland. De oogen moeten in staat zijn, een schitterend licht te verdragen, dat ons verblinden zoude, het bloed moet bij eene brandende hitte kunnen blijven stroomen, de spieren moeten stevige en toch lichte lichamen kunnen bewegen. Het is dus waarschijnlijk, dat, waar het leven op die planeet zich ontwikkeld heeft onder geheel andere omstandigheden dan op aarde, de mensch daar, als laatste tak van den zoÃ¶logischen boom, noch in vorm, noch in gestalte op ons gelijkt. De onuitputtelijke vruchtbaarheid der zon moet op dat tropische eiland eene natuur hebben voortgebracht, veel rijker dan op de aarde, die in vergelijking met Mercurius slechts eene kille poolstreek is. In stroomen van goud worden daar de zonnestralen uitgegoten, de electriciteit vloeit in alle wezens en het leven vermenigvuldigt zich in eenen dampkring, badende in licht en warmte.

De bewoners van Mercurius zien des middernachts aan hun firmament de aarde als eene schitterende ster der eerste grootte. Venus en de aarde zijn de helderste sterren van hunnen hemel. De aarde en de maan vormen voor hen eene dubbele ster. Als zij goede instrumenten bezitten, zijn zij waarschijnlijk reeds begonnen onze planeet in kaart te brengen, â tenzij hunne godsdienstige en politieke beginselen hen doen beweren, dat Mercurius de eenige wereld is, die bewoond is, en hun het vrije onderzoek van den hemel verbieden. â De bewoners van iedere planeet hebben oorspronkelijk moeten meenen, dat zij in het midden van het heelal stonden, want zij bemerken van hunne eigen beweging evenmin iets, als de aardbewoners van de beweging der aarde, en evenals de Chineezen bij ons, moeten zij van meening zijn, dat het overige deel van het heelal overtollig of aan barbaren overgeleverd is.

Twee planeten bewegen zich tusschen de aarde en de zon: de eerste is Mercurius, waar wij tot nu toe vertoefd hebben; de tweede is Venus, waar wij thans aanlanden. De eerste ligt op 60 millioen kilometers van de zon af, de tweede op 104 millioen kilometers, de aarde op 148 millioen kilometers; wij hebben ons reeds met die afstanden vertrouwd gemaakt, en wij kennen den bouw van het zonnestelsel even goed als de kaart van Nederland of Europa. Dit was dan ook eene eerste voorwaarde, om met vrucht onze reis door den hemel te kunnen volbrengen. Men ontmoet dikwijls reizigers, die Zwitserland of ItaliÃ« bezoeken zonder kaarten; deze reizen zonder te weten, waar zij zijn of waar zij heengaan, daardoor verminderen zij hun genot en hunne leeting.

Zoo mogen wij op onze reis niet handelen. De methode van onderzoek is niet minder van belang dan het onderzoek zelf; zij bereidt onzen geest voor, om na elkander geleidelijk alle gegevens op te nemen, door de wetenschap verworven; zij stelt ons in staat, die logisch te ordenen en ieder op hare juiste plaats te schikken. Het moeilijkste vraagstuk is reeds half opgelost, als het goed gesteld is.

Wij zijn dus op de tweede planeet van ons zonnestelsel aangeland. Wij behoeven de baan van Venus niet meer te teekenen, daar wij deze reeds twee maal voor oogen gehad hebben, eerst in fig. 99, waar wij het geheele planetenstelsel voorstelden, daarna in fig. 107, naar aanleiding van de overgangen van Venus over de zonneschijf. Wat wij over de beweging van Mercurius gezegd hebben, kan ook op de beweging van Venus worden toegepast. Daar de baan van Venus die van Mercurius omgeeft, kan Venus zich veel verder van de zon verwijderen; hare grootste elongatie bedraagt 48Â°; zij kan des avonds meer dan vier uren na de zon ondergaan of zelfs des ochtends meer dan vier uren vÃ³Ã³r de zon opkomen. Maar zij kan

zich nooit verder van de zon verwijderen, en daarom is zij, evenals Mercurius, morgen- en avondster (i).

Zij beweegt zich om de zon in bijna 225 dagen en komt alle 584 dagen in beneden-conjunctie met de zon. Het vlak harer loopbaan maakt echter eenen hoek van 3⁰24' met het vlak der ecliptica, zoodat niet bij iedere beneden-conjunctie de planeet zich over de zonneschijf beweegt. Wij hebben op blz. 238 opgegeven, wanneer de overgangen van Venus plaats hebben. Als Venus hare grootste elongatie heeft, schittert zij des avonds in het westen of des ochtends in het oosten met eenen glans,, welke dien van alle andere sterren overtreft. Zij is ongetwijfeld de schitterendste ster des hemels. Haar licht is krachtig genoeg, om somtijds schaduw te geven. Enkele malen kan zij te gelijker tijd met de zon over dag aan den hemel gezien worden. In de oudste tijden zag haar Aeneas, naar de overlevering meldt, bij zijne reis van Troje naar ItaliÃ« verscheidene dagen na elkander schitteren; in den nieuweren tijd werd Bonaparte bij zijnen terugkeer uit ItaliÃ« in 1799 door haar vergezeld. De groote veldheer was, evenals vele krijgshelden, eenigszins bijgeloovig en fatalist; van daar dat hij meende, dat Venus hem geluk aanbracht. Wel verre van eenen ruimen blik te bezitten, bracht hij alles tot zijne eigene sfeer en zijn eigen persoon terug; het is bekend, hoe hij de macht van den stoom ontkende en de aanbiedingen van Fulton afsloeg. Men verhaalt, dat hij eens des avonds, leunende op een der vensters van de TuilerieÃ«n, staarde op een punt van den hemel, en zich toen tot kardinaal Fesch wendde met de woorden: Â»ziet gij haar? Dit is mijne ster! Zij heeft mij nooit verlaten.quot;

De helderheid van Venus hangt af van hare schijngestalte, van haren afstand tot de zon en van de zuiverheid der lucht. De jaren 1716, 1750, 1791, 1849, 1857 en 1889 zijn in dit opzicht merkwaardig geweest.

Venus is ongetwijfeld de eerste planeet geweest, die door de ouden is opgemerkt, zoowel om hare helderheid als om hare snelle beweging. Nauwelijks is de zon onder den horizon, of zij glinstert reeds in de schemering; van avond tot avond verwijdert zij zich van het westen en neemt zij in helderheid toe; gedurende maanden achtereen heerscht zij als gebiedster der hemelen, daarna gaat zij

(1) Eenc enkele maal geschiedt liet echter, dat Venus des nachts te 12 uren nog boven den horizon gezien wordt. Dit is o. a. in het noorden van ons land hel geval geweest in de laatste dagen van Mei van het jaar 1884.

in de stralen der zon verloren. Zij was de avondster bij uitnemendheid, de vertrouweling van minnende paren. De namen, die men haar gegeven heeft, zijn het bewijs van den indruk, dien zij reeds oudtijds maakte. Homerus noemt haar Kallistos, de schoone; Cicero noemt haar Vesper, avondster en Lucifer (lichtbrenger), morgenster. Zij is de oudste en meest populaire der oude godheden. Reeds in de oudste tijden werd het uur, waarop zij zichtbaar werd, met ongeduld afgewacht door de bruid, die de schocne planeet aanbad als het zinnebeeld van trouwe liefde.

De oudste astronomische waarneming van Venus, die tot ons gekomen is, is eene babylonische waarneming van het jaar 685 vÃ³Ã³r Christus. Zij is op eenen steen geschreven en wordt in het Britsch-Museum bewaard.

Gedurende vele eeuwen geloofde men, evenals bij Mercurius, aan het bestaan van twee planeten. Maar toen de waarneming had aangetoond, dat Lucifer en Vesper nooit te gelijker tijd zichtbaar waren, dat de morgenster alleen dan verscheen, als de avondster verdwenen was, toen begon men in te zien, dat men slechts met Ã©Ã©ne ster te doen had.

Fig. 180 stelt Venus voor, zoo als zij in het voorjaar van 1884 als avondster zichtbaar was.

Evenals Mercurius, vertoont Venus schijngestalten, die afhangen van haren stand ten opzichte van de zon. Een kijker met middelmatige vergrooting is voldoende, om die schijngestalten te zien. Als men ze voor het eerst waarneemt, verkrijgt men wel eens den indruk, alsof men de maan voor oogen heeft. Het best kan men Venus door eenen kijker over dag waarnemen.

Des nachts is de uitstraling dier glinsterende ster oorzaak, dat men de omtrekken van hare schijngestalten niet scherp kan onderscheiden.

Fig. 181 doet ons de opvolging der schijngestalten zien en fig. 182 geeft de betrekkelijke grootte der planeet bij de verschillende schijngestalten aan. Indien Venus in dat gedeelte harer loopbaan gekomen

is, dat achter de zon gelegen is, en dus in boven-conjunctie met de zon, dan is zij zoover mogelijk van ons verwijderd, en dan zien wij

haar als een schijfje van g¹^quot; middellijn, op onze teekening voorgesteld door eenen cirkel van ^/2 millimeter. Zij nadert langzaam

tot ons, en indien zij in haren kwartierstand gekomen is, op haren gemiddelden afstand van de aarde, vertoont zij zich aan ons als eene halve maan. Spoedig daarna verkrijgt zij haren grootsten glans,

als zij op 39⁰ van de zon verwijderd is en heeft zij 69 dagen vÃ³Ã³r hare beneden-conjunctie eene schijnbare middellijn van 40quot;, terwijl de breedte van het verlichte gedeelte nauwelijks 10quot; bedraagt. In dien stand is slechts het vierde gedeelte der schijf verlicht; maar dat vierde gedeelte straalt meer licht uit dan een grooter deel dei-schijf bij andere schijngestalten. Als zij eindelijk in dat gedeelte van hare baan gekomen is, dat het dichtst bij de aarde gelegen is, vertoont zij zich als eene uiterst smalle sikkel, omdat zij dan bijna tus-schen de zon en de aarde gelegen is en bijna geheel hare donkere zijde naar ons toekeert; in dien stand is hare schijnbare middellijn het grootst; deze is dan 62quot;, op onze figuur aangegeven door eene middellijn van 62 millimeters. Spoedig daarop gaat zij in de stralen der zon verloren. Zooals wij reeds herhaaldelijk opmerkten, gaat zij somtijds juist tusschen de zon en de aarde door; dan schijnt zij ons nog iets grooter toe en wel 63 of 64 secunden; maar wij zien haar dan als eene volkomen zwarte schijf. Nadat zij hare beneden-conjunctie gepasseerd is, komen dezelfde schijngestalten in tegengestelden zin terug, doch dan is zij morgenster.

GalileÃ¯ is de eerste geweest, die in September van 1610 de schijngestalten van Venus heeft waargenomen. Maar hij was op het eerste oogenblik niet volkomen zeker van de juistheid zijner waarneming. Om den tijd te hebben, de juistheid zijner ontdekking te toetsen, zonder gevaar te loopen, dat een ander hem vÃ³Ã³r zoude zijn, legde de beroemde sterrenkundige die ontdekking neder in het volgende anagram:

Indien men de 34 letters van dezen Latijnschen zin in eene andere volgorde plaatst, kan men er dezen zin uit vormen:

De ontdekking dier schijngestalten, die onder dezelfde omstandigheden optreden als die der maan, heeft Ã©Ã©ne der voornaamste bedenkingen tegen het stelsel van Copernicus uit den weg geruimd (3).

(3) Uitstekende oogen hebben met het bloote oog die schijngestalten gezien. Opmerkelijk is het, dat vÃ³Ã³r de ontdekking van GalileÃ¯, nooit eenig waarnemer iets van die schijngestalten

Somtijds ziet men binnen in de sikkel van Venus het overige deel der schijf, minder zwart dan den achtergrond des hemels. Men heeft dit het aschgrauwe licht van Venus genoemd, hoewel er geen wachter is, om het voort te brengen. Het is mogelijk, dat dit veroorzaakt wordt door de wolken der planeet, die de schijf witter maken en het verstrooide licht van het heelal terugkaatsen; het oog vult instinctmatig den omtrek der sikkel aan en raadt het overige meer dan het dat ziet.

De loopbaan van Venus is bijna volmaakt cirkelvormig. De excentriciteit bedraagt slechts 0,0068. Die baan wordt doorloopen in den tijd van 224 dagen, 16 uren, 49 minuten en 8 secunden. Het jaar op Venus is dus ruim zeven maanden lang. Ten tijde van Copernicus meende men nog, dat het maand bedroeg, zooals wij op de gravure uit het werk van Copernicus zien kunnen (fig. 169). Honderd jaren op aarde maken dus op Venus 162 en op Mercurius 415 jaren uit.

De duur der aswenteling van Venus is nog niet voldoende bekend. Reeds in het jaar 1666 had Cassini uit nauwkeurige waarnemingen der planeet afgeleid, dat zij in 23 uren en 15 minuten om hare as wentelt. Die waarnemingen zijn uiterst moeilijk door den grooten glans der planeet en de betrekkelijk geringe oneffenheden barer oppervlakte. Bianchini leidde in 1726 uit zijne waarnemingen af, dat de omloopstijd 23 uren en 22 minuten bedroeg. SchrÃ¶ter vond daarvoor op het einde der vorige eeuw 23 uren en 21 minuten. De Vico te Rome heeft in 1841 die periode bepaald en daarvoor gevonden: 23 uren, 21 minuten en 24 secunden. Het jaar op Venus, dat uit 225 aardsche dagen bestaat, telt dus 231 Venusdagen, omdat de dag daar iets korter is dan bij ons. Volgens Leo Brenner, directeur der Manora-sterrenwacht te Lussinpiccolo, zou de omwentelingstijd zijn 23 uren, 57 minuten, secunden. Volgens Schiaparrelli zou

echter de duur der omwenteling 224,7 dagen zijn, dus juist dezelfde, waarin de planeet zich om de zon beweegt. Hoewel ook Lowell in 1896 tot dezelfde gevolgtrekking is gekomen, meenen wij, dat de gronden voor de juistheid van deze meening onvoldoende zijn.

bemerkt heeft. Het is mogelijk, dat men ze wel eens gezien heeft, maar dat men ze heeft toegeschreven aan gezichtsbedrog. Zeker is het, dat het veel gemakkelijker is, iets te zien, waarvan men weet, dat het bestaat, en waaraan men zijn volle aandacht wijdt, dan datzelfde te zien onder gewone omstandigheden. Zoo hebben vele waarnemers de wachters van Mars na hunne ontdekking gezien met kijkers, waarmede zij vroeger herhaaldelijk Mars hadden waargenomen, zonder ooit het bestaan dier wachters te vermoeden.

planeet eene veel grootere helling heeft dan de as der aarde, en dat die helling 55⁰ bedraagt. Hieruit zou volgen, dat de afwisseling der jaargetijden, die daar ieder 56 van onze dagen of 58 Venusdagen duren, zich veel sterker doet gevoelen dan bij ons. De overgang tus-schen zomerhitte en winterkoude zou dan op Venus bijzonder sterk zijn.

Wij zagen reeds vroeger, dat, als men geloof mag slaan aan de overlevering, waarvan de schrijver van Â»The Paradise lostquot; zich den tolk gemaakt heeft, de helling der aardas het gevolg geweest is van Adams zonde, en dat Engelen uit den hemel zijn afgedaald als gezanten Gods, om de ongehoorzaamheid van het eerste menschenpaar te straffen. Indien die overlevering waarheid bevat, dan moet het eerste menschenpaar op Venus zich schuldig gemaakt hebben aan

veel ergere zonden, als het waar is, dat de helling der as van Venus het dubbele is van die der aarde.

Wij behoeven slechts eene aardglobe te nemen en hare as eene helling van 55quot; te geven, om ons rekenschap te geven van het klimaat en de afwisseling der jaargetijden, die daarvan het gevolg zijn. Men behoeft slechts het betoog van het i^c Boek 3^(1e Hoofdstuk eenigszins te wijzigen, om te zien, dat dan op Venus de tropen zich tot voorbij de koude luchtstreken uitstrekken en omgekeerd, zoodat er op die planeet geene gematigde luchtstreek zou bestaan. Onder de tropen schiet de zon twee maal in het jaar vertikaal naar beneden, terwijl zij in de poolstreken dagen achtereen niet opkomt en ook dagen achtereen niet ondergaat. Hoe groot moet dus niet de afwisseling zijn op plaatsen, die beurtelings poolstreek en tropen zijn. Eenen tijd

van het jaar blijft de zon onder den horizon. Eenen anderen tijd L^uit zij dagen achtereen niet onder, en tusschen die twee tijdstippen staat zij vertikaal boven ons hoofd. Het verschil tusschen de temperatuur van den winter, als de zon niet schijnt, en die van den zomer, als zij hare verzengende hitte doet gevoelen (i), is zoo aanzienlijk, dat het moeilijk is uit te maken, of het beter is, aan de polen dan wel aan den evenaar te wonen. Er bestaat echter omtrent de helling der as van Venus nog geene voldoende zekerheid. Volgens Leo Brenner zou die helling slechts 14⁰ bedragen en zou dus de afwisseling der jaargetijden op Venus veel geringer zijn dan op de aarde. Ook dit punt is niet uitgemaakt.

zooeven op, dat zij, op gelijken afstand van de zon geplaatst als de aarde, eene schijnbare middellijn zou hebben van 17,55quot; terwijl die der aarde 17,72quot; bedraagt. De middellijnen van Venus en de aarde verhouden zich dus als 999 : 1000 en de volumina als 975 : 1000. De middellijn van Venus is 12700 kilometers, haar omtrek 39880 kilometers. Venus is de tweelingzuster der aarde. (2).

De overeenkomst van beide planeten wordt nog treffender, indien wij hier bijvoegen, dat Venus van eenen dampkring omgeven is. Reeds in de vorige eeuw had de bijschaduw langs de sikkel van Venus het bestaan van dien dampkring doen vermoeden, omdat men van hier uit de schemering der verschillende meridianen dier planeet kan zien. Een

(1) Daar Venus dichter bij de zon gelegen is dan de aarde, zoo ontvangt Venus veel meer warmte van de zon dan onze planeet.

(2) Bij den overgang van 1874 zou liet gebleken zijn, dat zij aan de polen iets meer is afgeplat dan de aarde; de afplatting zou l/o^o bedragen; volgens anderen is die afplatting 1/303* Zij weegt 0,787 maal zoo zwaar als de aarde, hare dichtheid is 0,807 (die der aarde = 1 gesteld). De intensiteit der zwaartekracht op hare oppervlakte is 0,86 van die op de oppervlakte der aarde. In ieder opzicht komt Venus het meest met de aarde overeen.

tweede bewijs is de verlenging van de horens der sikkel voorbij hare meetkundige grenzen; bovendien pleit hiervoor het feit, dat de buitenste rand van Venus bij hare verschillende phases altijd veel lichter schijnt dan de binnenste rand. Die bewijzen zijn in de laatste dertig jaren verhonderdvoudigd door de spectraalanalyse. Als men het licht, door die planeet teruggekaatst, door middel van eenen spec-troskoop onderzoekt, verkrijgt men ten eerste de strepen van het zonnespectrum, en natuurlijk, want de planeten hebben geen eigen licht, maar kaatsen alleen het zonnelicht terug; bovendien verkrijgt men echter verschillende absorptiestrepen, overeenkomende met die van het spectrum van onzen dampkring, en voornamelijk die van wolken en waterdamp. De waarnemingen van Huggins, Secchi, Respighi en Vogel stemmen hierin volkomen overeen. Bij den overgang van 1874 bestudeerde Tacchini in Bengalen met de meeste nauwgezetheid het zonnespectrum op de plaats, waar Venus stond; ook hij kwam tot de gevolgtrekking, dat Venus eenen dampkring heeft, die waarschijnlijk met den onzen overeenkomt. Op eenige duizenden kilometers daar van daan, in Japan, op het eiland Sint-Paul en in Egypte, deden Fransche en Engelsche astronomen waarnemingen, die dit bevestigden. Bij het in- en uittreden van Venus in de zonneschijf zagen zij de helft van Venus omgeven door eenen smallen licht-boog, die niets anders kan zijn dan de verlichte atmosfeer der planeet. In de Vereenigde Staten van Amerika deed Lyman in 1874 nog vollediger waarnemingen. Hij volgde Venus tijdens hare beneden-conjunctie van dag tot dag en zag de smalle sikkel zich verlengen, totdat de twee horens de geheele donkere schijf omringden en elkander ontmoetten, zoodat de planeet, door den teleskoop gezien, eenen lichten ring vertoonde. Door die waarnemingen heeft hij alle vorige gegevens omtrent den dampkring van Venus aangevuld, door zijne straalbreking te berekenen, en daaruit zijne dichtheid af te leiden. De straalbreking aan den horizon bedraagt 54', terwijl die van onzen dampkring slechts 33' bedraagt. Hieruit volgt, dat de dichtheid van den dampkring van Venus zich tot die der aarde verhoudt als 189 : 100. Die dichtheid is dus bijna twee maal zoo groot als die van onzen dampkring.

Het is dus wel mogelijk, dat die wolken, waterdamp en lucht de hitte der zon matigen en aan Venus eene gemiddelde temperatuur geven, die weinig met die der aarde verschilt.

oneffen is als die der aarde, zooals blijkt uit de insnijdingen, die men in de sikkel waarneemt. De hoogste bergen zijn ongeveer 44000 meters hoog. Het noordelijke halfrond is bergachtiger dan het zuidelijk deel.

Men is reeds met de aardrijkskunde van Venus begonnen; die studie is echter uiterst moeilijk, en slechts zelden is de lucht helder genoeg, om de daartoe noodzakelijke waarnemingen te doen. Men zal begrijpen, hoe groot die zwarigheden zijn, als men in het oog houdt, dat Venus juist het minst zichtbaar is, als zij het dichtst bij ons gelegen is, omdat zij clan tusschen de zon en de aarde gelegen is, en hare verlichte zijde van ons is afgekeerd. Naarmate zij tot ons nadert, wordt de sikkel smaller. Indien men haar echter over dag waarneemt, om den sterken glans te vermijden, en niet wacht, totdat de sikkel te smal wordt, maar de kwartierstanden kiest, en vooral gebruik maakt van de oogenblikken, waarop onze dampkring bijzonder helder is, kan men van tijd tot tijd de zwarte vlekken zien, die de plaats der zeeÃ«n aanduiden (1).

Er bestaat dus op Venus een dampkring en water. Naar hetgeen wij omtrent de snelle en sterke afwisseling der jaargetijden hebben medegedeeld, zouden wij mogen vermoeden, dat wind, regen en storm daar veel krachtiger optreden dan bij ons, en dat de zeeÃ«n daar gedurig sterk moeten verdampen, zoodat de regen in stroomen nedervalt. Dit wordt bevestigd door het sterke licht van Venus, dat zeer zeker veroorzaakt wordt door terugkaatsing in de bovenste

wolken en door de talrijkheid dier wolken. Indien wij op onze eigen indrukken mogen afgaan, dan zouden wij ons moeilijk op Venus kunnen schikken, en is het waarschijnlijk, dat ons lichaam, hoe veerkrachtig en inschikkelijk het ook wezen moge, zich aan de daar bestaande toestanden niet zoude kunnen gewennen. Maar daarom mogen wij hieruit niet afleiden, dat Venus onbewoonbaar en onbewoond is. Men zou zelfs kunnen beweren, dat de bewoners van Venus, wier organisme geheel daarop moet ingericht zijn, zich daar zoo tevreden gevoelen als een visch in het water, en van oordeel moeten zijn, dat onze aarde te koud en te eentonig is, om als verblijfplaats te kunnen dienen aan met rede begaafde wezens.

Van welken aard zijn de bewoners van Venus? Gelijken zij op ons? Zijn zij, evenals wij, met rede begaafd? Brengen zij hunnen tijd in wellust en brooddronkenheid door, zooals de schrijver van Paul en Virginie beweert, of zijn zij (aangenomen dat de helling dei-aardas zoo groot is) zÃ³Ã³zeer onder den indruk van de afwisseling der jaargetijden, dat hun gevoel verstompt is en zij niet in staat zijn wetenschappelijken arbeid te verrichten? Hoe belangrijk die vragen zijn, wij moeten er het antwoord op schuldig blijven. Wij zullen ons dus niet met Kircher verdiepen in de vraag, of men met het water van Venus doopen mag en of de wijn daar geschikt is voor het avondmaal, noch met Huygens, of de muziekinstrumenten daar op de harp of de fluit gelijken, noch met Swedenborg, of de jonge meisjes daar in Eva's kostuum rondwandelen. Zij, die in hunne gedachten eene reis door het zonnestelsel maakten, hebben daarop altijd hunne aardsche voorstellingen toegepast. De eenige wetenschappelijke gevolgtrekking, die wij kunnen maken, is deze, dat Venus van de aarde weinig verschilt in volume, gewicht en dichtheid, en waarschijnlijk in den duur van den dag, dat zij iets meer verschilt in den duur van het jaar, de uitgestrektheid van haren dampkring en haren afstand van de zon, en misschien in de afwisseling der jaargetijden. Zij moet dus door organische wezens bewoond

worden, die weinig afwijken van die, welke de aarde bevolken. Het is onmogelijk, zich haar onbewoond en dor voor te stellen. De zon moet er, evenals op Mercurius, veel meer vruchtbaarmakend zijn dan op de aarde. Voegen wij hier nog bij, dat Venus en Mercurius zich na de aarde gevormd hebben en dus betrekkelijk jonger zijn dan onze planeet.

De bewoners van Venus zien ons aan hunnen hemel schitteren als eene schitterende ster der eerste grootte, die zich in den dierenriem voortbeweegt en eene schijnbare beweging heeft, die overeenkomt met de beweging van Mars, van de aarde uit gezien; in plaats echter van roodachtig licht uit te stralen, is het licht der aarde blauw. Men ziet van Venus uit onze heldere maan naast de aarde en in 27 dagen om haar heen wentelen. Onze aarde heeft vandaar uit eene schijnbare middellijn van 65quot; en de maan van 18quot;; de maan wordt van Venus uit crezien onder denzelfden hoek als de

aarde van de zon. Mercurius volgt in helderheid op de aarde. Mars, Jupiter en Saturnus worden van daar uit evenzoo gezien als hier, alleen iets minder helder. De sterrenbeelden vertoonen zich juist zooals bij ons.

Zoo is de tweede provincie van het rijk der zon. Wij zouden thans aanlanden in de streken, door de aarde en de maan ingenomen, doch wij hebben daar reeds vroeger vertoefd; wij hervatten dus onze reis en komen op Mars aan.

Wij komen thans tot die planeet van het zonnestelsel, die ons het best bekend is, en die op de aarde volgt, wat haren afstand tot de zon betreft. Het is alsof de natuur haar in onze nabijheid geplaatst heeft als een welsprekend voorbeeld van de eenheid der schepping, en alsof wij de aarde zelf zagen met enkele geringe en toch opmerkelijke wijzigingen.

Reeds weten wij, dat Mars de eerste planeet is, die wij na de aarde op onze reis ontmoeten; zij ligt op 225 millioen kilometers van de zon verwijderd, en doorloopt in 1 jaar en 322 dagen hare baan. Uit de beweging van Mars in verband met die der aarde kan men afleiden, dat die planeet telkens na 26 maanden in oppositie met de zon komt, dat wil zeggen, dat de aarde telkens na 26 maanden tusschen de zon en Mars gelegen is.

Op die tijdstippen is de planeet des nachts te twaalf uren in den meridiaan, en tevens is zij dan en op de drie daarop volgende maanden het geschiktst, om des avonds te worden waargenomen. Zij schittert dan als eene ster van de eerste grootte, die in helderheid Venus en Jupiter evenaart. Zij beweegt zich snel aan den hemel voort; haar licht is roodachtig en geeft den indruk van vuur. Zooals wij haar thans nog zien, zoo zagen haar reeds onze voorouders. Zij is de personificatie van den god des oorlogs. De menschen hebben steeds hunne hartstochten trachten te vergoelijken, door hunne laagste daden toe te schrijven aan den noodlottigen invloed van de eene of andere godheid of van eenen demon, en daar de oorlog ten allen tijde het speeltuig der grooten en het genot der kleinen geweest is, was de god des oorlogs een der meest vereerde en der meest gevreesde godheden ; overal wisselen de tempels van Mars en van Venus met elkander af; de lauwerkrans en de mirtetak zijn met elkander verbonden; vernietiging en voortbrenging vullen elkander aan. De schitterende

planeet Mars bestuurde den slag; op het slagveld van Marathon, te midden van het bloedbad der Cimbren of in den nauwen bergpas van de Thermopylae, verweten de slachtoffers haar hare barbaarsch-heid, terwijl toch de mensch geenen anderen vijand heeft dan zichzelf, en de onschuldige planeet zich in het heelal voortbeweegt zonder te vermoeden, dat men haar ten onrechte beschuldigt.

De glans der planeet verandert met hare plaats aan den hemel en haren afstand tot de aarde. De baan, die zij om de zon beschrijft, is elliptisch met eene excentriciteit van 0,093.

Men ziet, dat de verandering in afstand bijna een vijfde kan bedragen van den gemiddelden zonsafstand; in het perihelium is zij meer dan 40 000 000 kilometers dichter bij de zon dan in het aphelium: van daar, dat zich op die planeet aanmerkelijke temperatuursverschillen moeten doen gevoelen, onafhankelijk van die der jaargetijden, die een gevolg zijn van de helling der as. Indien zij juist in oppositie is als zij in haar perihelium gekomen is, dan is zij zoo dicht mogelijk bij de aarde geplaatst, en wel op eenen afstand van 56 millioen kilometers: dit is het laatst het geval geweest in 1892. Fig. 186 geeft de verhouding aan der beide banen; die van Mars is de buitenste, die van de aarde de binnenste. Beide planeten bewegen zich in denzelfden zin, maar wij verplaatsen ons sneller dan de planeet Mars en daardoor komen wij eerst weer na 26 maanden met haar in oppositie, maar dan op eenen grooteren afstand (vergelijk b.v. de verbindingslijn der beide planeten in 1877 en in 1879). Na zeven achtereenvolgende opposities zijn de planeten weder zoo dicht mogelijk bij elkander geplaatst. Dit geschiedt ongeveer alle 15 jaren; 1830, 1846, 1862, 1877, 1892. (Toevallig ligt Mars zoo dicht mogelijk bij de aarde, op dezelfde tijdstippen, waarop de ring van Saturnus verdwijnt). Het is natuurlijk, dat men Mars het best waarneemt op die tijdstippen, en deze dan ook kiest bij het onderzoeken van den physischen toestand der planeet.

De groote excentriciteit van Mars is oorzaak, dat Keppler den juisten vorm der planetenbanen ontdekt heeft, dien men tot dien tijd als cirkelvormig beschouwde; hij heeft daarvoor zeventien jaren besteed. De uitstekende waarnemingen van Tycho bewezen hem de

planeet, vermoedde GalileÃ¯ het bestaan der schijngestalten van Mars, doch eerst in 1638 werd dit, onder den helderen hemel van Napels, door Fontana tot zekerheid gebracht. Door onze tegenwoordige kijkers kunnen wij ze zeer gemakkelijk zien, hoewel dat verschil in phase nooit zoo aanzienlijk is als bij Venus en Mercurius, omdat Mars verder van cle zon verwijderd blijft dan de aarde. Het gedeelte, dat van Mars verlicht wordt, is nooit kleiner dan het gedeelte, dat van de maan verlicht wordt drie dagen vÃ³Ã³r af na nieuwe maan. Fontana is ook de eerste geweest, die vlekken op Mars ontdekte ; en toch vergrootte de kijker van GalileÃ¯ oorspronkelijk slechts 8 malen, terwijl de vergrooting nooit meer dan 32 maal bedroeg. Cassini leidde in 1666 uit de beweging der vlekken af, dat Mars om eene as moest wentelen in 24 uren en 40 minuten. Later werd dit onderzoek in de achttiende eeuw voortgezet door Maraldi, William Herschel en SchrÃ¶ter, en in onze eeuw door Kunowski, Madler, Kaiser, Wolf, Proctor en anderen, zoodat wij thans tot op Ã©Ã©ne secunde nauwkeurig weten, dat de omloopstijd van Mars 24 uren, jy minuten en 23 secunden bedraagt.

Het jaar van Mars bevat 66g²l3 sterredagen, zoodat in den tijd, waarin Mars hare baan om de zon doorloopt, die planeet Ã³Ã³q²^ maal om hare as wentelt. Het bevat dus 66S²l_s zonnedagen. Evenals op aarde de zonnedagen 4 minuten langer zijn dan de sterredagen (zie blz. 28), zoo is ook op Mars de zonnedag iets langer dan de sterredag. De eerste duurt 24 uren, 39 minuten en 35 secunden. Van de drie jaren zijn er Ã©Ã©n jaar van 668 dagen en 2 schrikkeljaren van 669 dagen.

Men ziet, dat het verschil tusschen Mars en de aarde uit het oogpunt der dagelijksche beweging niet aanzienlijk is; de verschijnselen, die daarvan het gevolg zijn, zooals de opvolging van dagen en nachten, het opkomen en ondergaan der zon en der sterren, het schijnbaar snel of langzaam voortschrijden der uren naar gelang van onzen gemoedstoestand, in Ã©Ã©n woord, de dagelijksche levensverrichtingen en de gewone loop der zaken moeten daar onder dezelfde omstandigheden optreden als bij ons.

Het grootste verschil tusschen de planeet Mars en de aarde is in de geringheid van haar volume gelegen. Van daar, dat wij haar de aarde in het klein noemden. Zooals wij te voren reeds opmerkten, is hare schijnbare middellijn op de eenheid van afstand (de zonsafstand der aarde) 9,35quot;, terwijl die der aarde 17,72quot; bedraagt;

dit is iets meer dan de helft van die der aarde (0,53). In kilometers is de middellijn van Mars 6753. De omtrek van de planeet Mars is 21200 kilometers. Hare oppervlakte is ²⁷lm van die van onze planeet, haar volume ^U7lim- Haar inhoud is dus maal kleiner dan die der aarde, zoodat zij 7¹/2 maal grooter is dan de maan en drie maal grooter dan Mercurius. Fig. 187 geeft dat verschil in volume nauwkeurig aan (1).

VÃ³Ã³r de ontdekking van de wachters van Mars, in 1877, was het niet gemakkelijk, om nauwkeurig de massa der planeet te bepalen.

Wij zagen reeds vroeger (blz. 244), dat het eenvoudigste middel, om eene ster te wegen, hierin bestaat, dat men de snelheid, waarmede zij een hemellichaam doet rondwentelen, dat aan hare aan-

trekkende kracht onderworpen is, vergelijkt met die, waarmede de maan zich om de aarde beweegt: de verhouding dier snelheden doet ons die der massa's of der gewichten kennen. Zoo hebben wij ook de zon gewogen. Als de natuur ons dit middel niet verleent, moeten wij van eenen omweg gebruik maken, zooals van de storingen, welke de planeet hare gezellinnen op de reis door het heelal doet ondergaan, of die, welke zij uitoefent op de Ã©Ã©ne of andere komeet, die op hare omzwervingen zÃ³Ã³ dicht tot haar nadert, dat zij eenen merkbaren invloed daarvan ondervindt. Zoo heeft men de massa's

De waarnemingen omtrent de afplatting van Mars aan de polen stemmen niet juist met elkander overeen. Herschel vond daarvoor l/icâ SchrÃ¶ter l/soÂ» Arago I/30Â» Uind â VÃ¶OÂ» Main 1/39, Kaiser VllsÂ» Young 1/219. Allen vinden dus eene afplatting, grooter dan die der aarde.

van Mercurius en Venus, en tot aan het jaar 1877, die van Mars bepaald. Maar indien er een wachter is, dan is het vraagstuk onvergelijkelijk veel eenvoudiger en nauwkeuriger. De berekening van de massa van Mars door Le Verrier vertegenwoordigt eeue geheele eeuw van waarnemingen, maanden van berekening en duizenden uren van cijferwerk; doch nauwelijks waren de wachters van Mars ontdekt, of vier nachten waarnemens en tien minuten berekening waren voldoende, om te bewijzen, dat die planeet drie millioen maal minder massa heeft dan de aarde j. â _u). Hieruit volgt, dat indien men het gewicht der aarde door 1000 voorstelt, dat van Mars 105 bedraagt; of met andere woorden; Mars weegt maal minder dan de aarde.

dichtheid der aarde; de zwaartekracht op hare oppervlakke is van die op aarde. Van de acht groote planeten, is de zwaartekracht op Mars het kleinst: 1000 kilogram, op Mars overgebracht, wegen daar slechts 376 kilogram.

Wij merkten reeds op, dat de planeet Mars in 687 dagen hare beweging om de zon volbrengt. Dit is dus twee van onze jaren, op 43 dagen na. Daar de duur van den dag iets langer is dan bij ons, bevat het jaar op Mars minder dagen, dan wanneer de planeet even snel om hare as wentelde als de aarde: de kalender telt daar 668 dagen in het jaar.

De helling der as is op Mars iets grooter dan bij ons. Terwijl de helling der ecliptica bij ons 23⁰ 27' bedraagt, is die op Mars 24⁰ 52'; het verschil van i¹,^⁰ is zeer gering, en het gevolg hiervan is, dat de afwisseling der jaargetijden op Mars bijna niet verschilt met die bij ons. De groote wijzigingen, die de vlekken aan de polen van Mars ondergaan, toonen echter aan, dat het verschil tusschen den zomer en den winter daar aanzienlijker is dan op aarde. In Juni 1873 was de witte sneÃ©uwvlek tot een enkel lichtpunt weggesmolten, het was toen ook juist het einde van den zomer. Bij de oppositie van 1875 was men op Mars in het midden van den herfst; de vlek aan de noordpool was toen nauwelijks te onderscheiden, terwijl de sneeuw aan de zuidpool, waar een langdurige winter van bijna 1 2 maanden geheerscht had, zich zeer ver uitstrekte. In 1877 was de waarneming het gemakkelijkst; wij behoeven slechts de hier bijgevoegde teekening (fig. 188) na te gaan, om reeds op het eerste gezicht de geleidelijke afneming der sneeuw waar te nemen. Die vlek is zoo wit, dat zij door de uitstraling buiten de planeet

schijnt uit te steken ; haar glans is dubbel zoo sterk als die van het geheel der schijf. Reeds jaren geleden zijn die wijzigingen met zorg bestudeerd, vooral door Herschel op het einde der vorige eeuw, en door MÃ©idler van 1830 tot 1840. In de laatste tien jaren is er bijzonder de aandacht op gevestigd.

Mars heeft, evenals de aarde, drie luchtstreken: de tropen, de gematigde luchtstreek en de poolstreken. De eerste strekken zich aan weerszijden van den evenaar uit tot op 24⁰ 52'; de gematigde luchtstreek bevat de ruimte tusschen die breedte en 65quot; 8'; de poolstreken bevatten het gedeelte, dat tusschen de polen en die breedte gelegen is.

Zoo zijn de duur van dag en nacht, het verschil in duur naar gelang van de breedte en van het jaargetijde, de lange nachten en de

Fig. 188. â Mars, door eenen kijker gezien den 3osten J_uii_{j c}i_en 22^ste,, Augustus, den 14den September en den 26^s'e'Â» October 1877.

lange dagen der poolstreken, in Ã©Ã©n woord, alles wat op de verdeeling der warmte betrekking heeft, op Mars en op de aarde bijna gelijk. Er is echter tusschen beide planeten een zeer groot verschil: en wel in den dmir der jaargetijden. Zij duren op Mars veel langer. Wij zagen immers zooeven, dat het jaar op Mars 687 dagen bevat; ieder der vier jaargetijden is dus bijna het dubbele van die op aarde. Daar bovendien de baan van Mars zeer gerekt is, zoo is het verschil in duur der jaargetijden onderling veel sterker dan bij ons. Om de beide planeten nauwkeuriger te kunnen vergelijken, zullen wij op Mars en op aarde de beide noordelijke halfronden kiezen en den duur der jaargetijden op die beide halfronden met elkander vergelijken.

De jaargetijden zijn dus op Mars veel langer en veel meer ongelijk dan op aarde. De lente en zomer duren daar op het noordelijk halfrond 372 dagen, de herfst en winter slechts 296 dagen. De zonnewarmte moet zich dus in het noordelijke halfrond veel meer ophoopen dan in het zuidelijke. Dit verschil wordt echter weder hierdoor vereffend, dat de loopbaan van Mars niet cirkelvormig is, en das de planeet in het perihelium veel dichter bij de zon gelegen is dan in het aphelium. In het zomersolstitium voor haar zuidelijk halfrond is de planeet tegenwoordig zoo dicht mogelijk bij de zon en ontvangt zij daarvan dus de meeste warmte. Hieruit volgt, dat de sneeuw aan de zuidpool veel meer in uitgestrektheid veranderen moet dan aan de noordpool; dit wordt ook door de waarneming bevestigd.

Daar de as van Mars ten opzichte van hare loopbaan helt, zien wij Mars niet met hare polen juist boven en beneden de schijf, maar eenigszins naar ons toe hellende. Daar het midden van den zomer voor het zuidelijke halfrond van de planeet Mars met haar perihelium samenvalt, zoo is dat halfrond voor ons het gemakkelijkst zichtbaar, omdat wij dat halfrond waarnemen, als de planeet op haren kortsten afstand gelegen is; daarom kennen wij het zuidelijke halfrond beter dan het noordelijke. Er moeten nog duizenden jaren verloopen, vÃ³Ã³rdat de noordpool van Mars van de aarde uit zichtbaar is op eenen afstand kleiner dan de halve afstand van de aarde tot de zon, dat is op minder dan 74 millioen kilometers.

Sedert meer dan twee eeuwen nemen wij van de aarde uit Mars waar; wij zien het poolijs ontstaan, de sneeuw vallen en smelten, wij zien de stormen, regen en wolken en het terugkeeren van het heldere weder, in Ã©Ã©n woord alle veranderingen der jaargetijden. De astronomen kunnen thans den vorm, de grootte en de ligging der poolsneeuw, en den waarschijnlijken toestand van den dampkring voorspellen.

De planeet Mars heeft dus treffende overeenkomst met de aarde; de bewoners van Venus zien onze planeet bijna onder dezelfde gedaante als waaronder Mars zich aan ons voordoet; evenals de polen van Mars, zoo zijn ook de polen der aarde met sneeuw en ijs bedekt; ook bij ons is de zuidpool het meest onder het ijs bedolven. De plaatsen van laagste temperatuur vallen niet samen met de uiteinden der omwentelingsas. Zij liggen zelfs niet in de uiteinden eener zelfde middellijn.

De volgende teekeningen, gemaakt tijdens de oppositie van Mars in 1877, toen de planeet onder zeer gunstige omstandigheden kon worden waargenomen, geven een helder denkbeeld van de planeet, door eenen kijker gezien. Zij zijn van den 1 o^lt;len, i6^lt;len en 2 7^stcnSeptember en van den 2^(lcn October (i).

laatsten tijd behooren die van Schiaparelli, gedaan onder den helderen en kalmen hemel van Milaan, van Green op het eiland Madera en van Brenner op de Manora-sterrenwacht. De kaart, die wij hier geven, is nog verre van volmaakt; nog eenige eeuwen moeten verloopen, eer wij ons vleien kunnen, de aardrijkskunde van Mars (areografie) volkomen te kennen.

Wanneer zullen wij de groote steden op Mars kunnen onderscheiden? De ongeloovigen glimlachen, zooals zij reeds deden ten tijde van Copernicus en Fulton; maar hij, die vertrouwen stelt in den vooruitgang der wetenschap, wanhoopt niet aan een dergelijk resultaat, dat op zich zelf niet onmogelijk is, en verkregen kan worden, als de vorderingen van den tegenwoordigen tijd op het gebied der kijkers blijven voortduren. Reeds thans kunnen wij Mars beter in kaart brengen dan het gedeelte der aarde, dat in de nabijheid der polen gelegen is. Beschouwen wij thans onze plaat V eenigszins nader.

De eerste vraag, die zich aan ons voordoet, is deze, of de donkere vlekken, waaraan wij den naam van zeeÃ«n geven, inderdaad watervlakten zijn. Zou het niet mogelijk kunnen zijn, dat wij hier hetzelfde geval hebben, als bij de maan? Dat die vlekken zeeÃ«n kunnen zijn, is niet twijfelachtig, daar het water het licht opslorpt in plaats van het terug te kaatsen, zooals het vaste land doet, maar bepaalde donkere kleurschakeeringen van zuiver delfstoffelijken aard, of vlakten met een plantenkleed bedekt, zouden dezelfde uitwerking hebben, en dit is met de maan het geval, waar eene nauwkeurige waarneming ons eenen drogen en oneffen grond doet zien op de groote grijze vlekken, die wij zoo lang voor werkelijke zeeÃ«n hebben gehouden. De benaming zeeÃ«n voor de donkere vlekken op Mars zouden kunnen blijven bestaan, zelfs al waren het geene zeeÃ«n, op grond van de gelijkenis; maar toch, indien het zeker ware, dat het geene zeeÃ«n waren, zou het niet wenschelijk zijn, nu wij met de aardrijkskunde van Mars eerst kort geleden begonnen zijn, die benaming te behouden, en zou het beter zijn, eene uitdrukking te kiezen, die geene aanleiding kon geven tot onjuiste gevolgtrekkingen. Maar wij zullen zien, dat, al is het nog niet volkomen zeker, dat het zeeÃ«n zijn, overeenkomende met die op aarde, het toch zeer waarschijnlijk is.

Ten eerste toch is het bestaan van eenen dampkring op Mars aan geenen twijfel onderhevig. Reeds lang is deze aangetoond uit het feit, dat de schijf meer lichtend is aan de randen dan in het midden: het teruggekaatste licht neemt langzamerhand toe van het

midden naar den omtrek; de natuurlijkste verklaring hiervoor is wel deze, dat de dampkring het licht opslorpt, en wel des te meer, naarmate de dampkringslaag dikker is, zoodat de opslorping toeneemt van den omtrek naar den rand. Deze verklaring wordt bevestigd door de volgende waarneming; de scherpte der vlekken neemt af, als zij bij de wenteling der planeet van het midden naar den rand naderen; zij verdwijnen zelfs geheel, indien zij tot op 50 of 60 graden van den middelsten meridiaan komen, naar gelang van de meerdere of mindere doorschijnendheid van den dampkring van Mars. Dit geschiedt nooit op de maan. Een derde bewijs voor het bestaan van eenen dampkring zijn de witte vlekken, die de polen aanduiden, welke in den winter grooter en in den zomer geleidelijk kleiner worden. Die veranderlijke vlekken kunnen alleen worden voortgebracht door verdichting van den waterdamp in den dampkring tot sneeuw.

Doch er is meer. Het zou nog mogelijk kunnen zijn, dat het gasvormige omhulsel niet bestond uit lucht, die dezelfde samenstelling had als de lucht, die wij inademen; die vloeistof, die de bekkens der zeeÃ«n op Mars vult en het licht opslorpt, zoude iets anders dan ivater kunnen zijn; die sneeuw zoude een scheikundig neerslag kunnen zijn, dat geheel van onze sneeuw verschilt. Welnu! de spectraal-analyse heeft dien twijfel bijna geheel doen ophouden (1). Het spectrum van Mars is door Huggins, Vogel en Secchi onderzocht, en het is gebleken, dat het spectrum van het teruggekaatste licht ten eerste overeenkomt met het spectrum der zon, maar dat daar nog bijkomen de absorptiestrepen, die volkomen overeenkomen met die van den dampkring der aarde. Sommige ongeloovigen zouden daarop misschien kunnen antwoorden, dat dit niets bewijst, omdat wij het licht van Mars ontvangen, nadat het eerst door onzen dampkring gegaan is, die er zijnen stempel op drukken moet. Die bedenking is echter door de waarnemers zelf wederlegd. Zij hebben op dezelfde dagen en op dezelfde uren het licht van Mars en van de maan onderzocht, en zij hebben die uren gekozen, waarop de maan lager stond dan Mars en dus het licht van de maan eene grootere dampkringslaag moest doorloopen dan dat van Mars. Het bleek toen.

(1) Volledigheutshalve vermelden wij de meening van Campbell, directeur van liet Lickobservatorium op den Mount-Hamilton, dat uit spectroskopisclie waarnemingen zou volgen, dat de dampkring van Mars geen spoor van waterdamp bevat, en dat de planeet dus geen water zou bevatten; doch die meening lokte van alle zijden de heftigste tegenspraak uit.

dat, behalve enkele steeds voorkomende strepen, het spectrum der maan de karakteristieke strepen, die in het spectrum van Mars gezien waren, miste, en dat dus in de eerste plaats de maan geenen merkbaren dampkring bezat en bovendien op Mars een dampkring bestond, die, wat zijne scheikundige samenstelling betreft, niet van den onzen verschilt, en bijzonder rijk is aan waterdamp. Wij kennen de dichtheid van dien dampkring nog niet, zooals bij Venus, maar toch weten wij met zekerheid, dat hij bestaat en gelijkt op dien, welken wij inademen (i).

Toch vindt men ook karakteristieke verschilpunten tusschen Mars en de aarde. Onze planeet is over drie vierden harer oppervlakte met water bedekt; onze grootste vastelanden zijn als liet ware slechts eilanden; de groote Atlantische Oceaan, de uitgestrekte Stille Oceaan vullen hunne diepe bekkens met hun water. Op Mars is de verdeeling tusschen land en water meer gelijk, zelfs is er iets meer land dan water; de zeeÃ«n zijn slechts binnenzeeÃ«n of nauwe straten, overeenkomende met de Roode Zee en het Kanaal.

Bovendien vindt men een groot verschil in kleur tusschen de verschillende zeeÃ«n; ten eerste zijn zij aan den evenaar donkerder dan op hoogere breedten en bovendien zijn er enkele bijzonder donker, zooals de Hookzee, de Maraldizee, de Terbyzee, de Zandzee. Uit vroegere teekeningen blijkt, dat dit reeds voor 50 jaren en meer evenzoo het geval was, maar dat de tinten veranderen. Waaraan moet dit verschil in kleur worden toegeschreven ? De natuurlijkste verklaring is deze, dat dit een gevolg is van het verschil in diepte.

Indien men in eenen ballon boven eene breede rivier zweeft, of boven een meer of de zee, dan onderscheidt men dikwijls, als het water rustig en doorschijnend is, den bodem zÃ³Ã³ duidelijk, dat het schijnt, alsof het water verdwenen is; aan den oever der zee onderscheidt men den bodem bij eene diepte van 10 tot 15 meters tot op eenige honderden meters van het strand af, naar gelang van

(1) De dampkring van Mars is veel te laag, dan dat hij van hier uit kan worden waargenomen, zelfs al was hij ook veel hooger dan de onze. Hij eene hoogte van 80 kilonieters, zou die geheele hoogte gezien worden onder eenen hoek van 0,3quot;, als de planeet zoo dicht mogelijk bij de aarde stond; de straalbreking is daar onmerkbaar. Men moet niet verwachten, dat men gemakkelijk eene sterbedekking door Mars waarneemt; in 1672 is Mars juist voor de ster der vijfde grootte ^ van de Waterman heengegaan, en daar de ster reeds op 6' afstand van den rand verdwenen was, had Cassini daaruit bet bestaan van eenen verbazenden dampkring afgeleid ; het was eenvoudig de glans van Mars, die belette, de ster te zien. South heeft twee bedekkingen en Ã©Ã©ne aanraking waargenomen zonder de minste verandering. Den gdâ¢ Januari 1591 is Mars juist vrtÃ³r Jupiter heengegaan.

de verlichting en den toestand der zee. Ã¼e heldere zeeÃ«n op Mars zouden dus die kunnen zijn, welke evenals de Zuiderzee, slechts eenige meters diepte hebben, de grijze zeeÃ«n zouden wat dieper zijn, de donkerste het diepst. Het zou echter kunnen zijn, dat de kleur van het water zelf op verschillende plaatsen verschillend was. Wij weten toch, dat het water donkerder is, naarmate het meer zout bevat; wij kunnen zelfs in de zee de stroomen volgen, die evenals de golfstroom op de oppervlakte van den dichteren oceaan drijven; het zoutgehalte hangt af van de verdamping; het zou dus volstrekt niet te verwonderen zijn, als de aequatoriale zeeÃ«n op Mars zouter en donkerder waren dan de overige. Er is nog eene derde verklaring mogelijk. Wij hebben op aarde: de Blauwe Zee, de Gele Zee, de Roode Zee, de Witte Zee, de Zivarte Zee-, zonder dat die benamingen volkomen juist de kleuren weergeven, komen zij toch meer of minder met de kleur van het water overeen. De Rijn te Bazel, de Aar te Bern, de Middellandsche Zee bij de golf van Napels, de gele bedding van de Seine, van Havre tot Trou-ville, verschillen onderling geheel en al van tint. De drie gegeven verklaringen kunnen dus evenzeer gelden voor Mars als voor de aarde. De heldere streken zouden moerassen of verdronken land kunnen zijn. De grondkleur van de MarszeeÃ«n is groen, evenals die van het water op aarde, maar de kleur verandert, en de uitgestrektheid der zeeÃ«n eveneens. Men onderscheidt van de aarde uit op Mars verschijnselen, die doen denken aan ondergeloopen land en groote overstroomingen. Evenals op aarde na heftige regenvlagen en stormen onze rivieren geelgekleurd water wegvoeren, zoo verandert ook op Mars de kleur van het water met het jaargetijde.

Het vasteland is geel; daardoor heeft de planeet die eigenaardige kleur, die wij met het bloote oog herkennen kunnen. Hierin verschilt zij van de aarde. Van verre gezien moet de aarde groenachtig schijnen, omdat het groen op ons vasteland en op onze zeeÃ«n de overhand heeft; de tegenwoordigheid van onzen dampkring doet die tint naar het blauw overhellen. Door eenen kijker moeten de astronomen van Venus en Mercurius onze zeeÃ«n donkergroen, het vasteland lichtgroen zien, de woestijnen geel, de poolstreken helder wit, de wolken wit, en de bergketenen zichtbaar door de sneeuwlijn hunner toppen. Op Mars moeten de sneeuw, de wolken en de zeeÃ«n zich bijna evenzoo vertoonen als bij ons, maar het vasteland is geel (als velden met graan, maÃ¯s, koren, gerst of hooi).

Naarmate de vergrooting sterker is, ziet men de eigenaardige kleur van het vasteland minder uitkomen. Zij is niet toe te schrijven aan eenen rooden dampkring, zooals men wel eens beweerd heeft; want in dat geval zou die kleur zich over de geheele planeet moeten uitstrekken, en toenemen van het midden naar den rand, tengevolge van het toenemen in dikte van de dampkringslaag, door de lichtstralen doorloopen. Er zijn dus slechts twee verklaringen mogelijk; Ã³f het vasteland van Mars is slechts eene woestenij, wier oppervlakte met zand of oker bedekt is, Ã³f wel de plantengroei op Mars is geel.

De eerste onderstelling is in strijd met alles, wat wij omtrent Mars hebben gezien; het is vreemd, dat verscheidene astronomen die tegenstrijdigheid niet willen inzien. Indien men beweert, dat de kleur van de planeet die van den bodem is, dan moet men aannemen, dat er op de oppervlakte geen plantengroei bestaat, geen mostapijt, geene bosschen, geene weiden, geene velden; want hoedanig ook de plantengroei harer oppervlakte moge zijn, wij zouden dien moeten zien. Maar nu vragen wij, of het mogelijk zoude zijn, dat de afwisseling der jaargetijden, de nevels, de sneeuw, de regen, de warmte, de vochtigheid, het water, het vuur en de lucht reeds duizenden eeuwen op de oppervlakte der planeet hebben ingewerkt, zonder dat zij het aanzijn zouden geschonken hebben aan het minste grassprietje ? Door welk wonder van eeuwigdurende vernietiging zouden de natuurkrachten, die hier leven wekken, en met kwistige hand ieder uur, iedere minuut, op de geheele aarde milliarden wezens voortbrengen, zoowel in de diepte der wateren als op de toppen der bergen, onvruchtbaar blijven op eene wereld, die dezelfde levenwekkende kracht ondervindt ? Eene zoodanige onderstelling kan geen oogenblik volgehouden worden; wij zijn dus verplicht den kring onzer botanische opvattingen uit te breiden en aan te nemen, dat niet overal de plantengroei groen behoeft te zijn, dat het chlorophyl (de kleurstof der planten) zich in verschillende kleuren kan vertoonen, en dat de vele kleuren der bloemen, der bladeren en planten, die wij hier waarnemen, zich onder duizenderlei gewijzigde omstandigheden honderdvoudig kunnen herhalen. Wij kunnen van hier uit de vormen der planten op de planeet Mars niet herkennen; maar wij mogen besluiten, dat bij haren plantengroei, van de reusachtige boomen tot het mikroskopische mos, het geel en het oranje den boventoon voeren, hetzij dat er een groot aantal roode bloemen of vruchten bestaan, hetzij dat de planten zelf geel in plaats groen zijn.

Door onze opvoeding komt ons een oranjekleurige boom met groene vruchten wanstaltig voor; toch behoeft slechts de scheikundige verbinding of zelfs de groepeering der moleculen iets te verschillen, opdat de kleuren geheel gewijzigd worden.

Blijven de planten op Mars het geheele jaar door onveranderd, zooals een groot aantal planten op aarde, als het gras der weiden, de palmboom, de rhododendron, de laurierboom, de cypres, de ijp, de pijnboom en andere, of vallen de bladeren in den winter af, om des zomers weer aan te groeien? Wij weten het nog niet. De streken van Mars, die wij het duidelijkst waarnemen, zijn juist de tropen, en juist in die streken veranderen de planten op aarde niet. Het vasteland op Mars is nog te weinig bestudeerd, om in dit opzicht iets met zekerheid te durven beweren. Maar daar men nooit eroote verschillen in kleur ziet op verschillende breedten, is het waarschijnlijk, dat de plantengroei daar niet aan zulke groote veranderingen onderhevig is als in de gematigde luchtstreken op aarde. Toch is

het niet te ontkennen, dat men wel eenige, zij het dan ook geringe, veranderingen heeft waargenomen.

Een groot verschil met onze aarde levert ook de veranderlijkheid in vorm van sommige gedeelten harer oppervlakte op. Eene nauwkeurige waarneming van de Herschel II straat leidt in dit opzicht tot zeer opmerkelijke resultaten. In 1830 heeft Madler haar verscheidene malen zeer duidelijk, gezien, zooals zij is voorgesteld op fig. 191 A. In 1862 zag Lockyer haar even duidelijk, zooals zij in B geteekend is en in 1877 heeft Schiaparelli haar geteekend, zooals fig. C aangeeft. Het ronde, zwarte, scherpe schijfje, dat Madler om zijne groote scherpte tot oorsprong der geographische lengte op Mars aannam,

dat reeds evenzoo in 1821 door Kunowsky gezien was en reeds in 1798 door SchrÃ¶ter was aangewezen, kon in 1858 door Secchi niet meer teruggevonden worden, niettegenstaande hij er zijne volle aandacht aan wijdde. Dat zelfde punt is in 1864 door Dawes vertakt gezien, doch schijnt met de jaren te veranderen; geene enkele teeke-ning van 1877 geeft dat punt meer aan, dat zich vroeger vertoonde als een zwart schijfje aan eenen slangvormigen draad opgehangen, die zich zoo ver verbreed heeft, dat zij dien naam niet meer dragen kan : de golf is toch overal even breed geworden als aan het uiteinde.

Thans is de zwartste en scherpste vlek, die men nu bij voorkeur zou kiezen als oorsprong der meridianen, de Terbyzee. Ook die vlek is veranderd. In 1862 zagen de verschillende waarnemers haar uitgerekt van het oosten naar het westen; in 1877 zag men haar daarentegen volkomen rond (na correctie voor het perspectief). Daarbij komt nog, dat zij in 1862 door eene straat met den de

la Rue oceaan verbonden scheen, terwijl men in 1877 met kijkers van hetzelfde vermogen niets van die straat kon zien, maar wel eene andere in het noordoosten zag. Ten slotte hebben uitstekende waarnemers in 1862 en 1864 in den de la Rue oceaan een lichtgevend punt gezien, dat zou kunnen gevormd zijn door een eiland, met sneeuw bedekt. Het is later nooit meer teruggezien.

Men moet echter niet alle verschillen, die tusschen de verschillende waarnemers bestaan, aan werkelijke veranderingen toeschrijven. In 1877 b.v. hebben verscheidene waarnemers meenen op te merken, dat de zeeÃ«n van Hook en van Maraldi in het westen verbonden waren, terwijl anderen ze gescheiden zagen; niet alle oogen zien volkomen op dezelfde wijze, zelfs niet de twee oogen van eenen zelfden waarnemer; maar indien de aandacht der astronomen op

enkele belangrijke deelen gevestigd is, die volkomen duidelijk met de gebruikte instrumenten kunnen worden onderscheiden, en men dan verschillen waarneemt, die niet aan fouten der waarneming kunnen worden toegeschreven, dan mag men zeker tot het werkelijk bestaan van veranderingen besluiten.

Van welken aard zijn die veranderingen? De toekomst zal ons dit leeren. Nu kunnen wij niets anders dan gissingen wagen. Het algemeen karakter echter van de omtrekken der landen en zeeÃ«n verandert niet, en wordt nu nog altijd gezien zooals onze voorouders het reeds voor meer dan twee eeuwen gezien en geteekend hebben.

Opmerkelijk is het, dat Mars veel minder wolken heeft dan de aarde. Van Augustus 1877 tot Maart 1878 was er bijna geene enkele te zien (1).

De weersverschijnselen op Mars komen dus in hoofdzaken overeen met die op aarde. Ook op Mars is de zon de oorsprong van leven en beweging; hare warmte doet het zeewater verdampen en heft het tot in den dampkring op; die waterdamp wordt ook daar zichtbaar door dezelfde oorzaken als bij ons, namelijk door verschillen in temperatuur en vochtigheidstoestand. Ook de winden ontstaan op dezelfde wijze als bij ons. Men kan de wolken, door luchtstroomen voortbewogen, over landen en zeeÃ«n volgen, en al kan men den regen op de velden van Mars niet zien vallen, toch kan men zijn bestaan afleiden uit de oplossing en vorming van wolken. Al ziet men ook de sneeuw niet nedervallen, men kan haar bestaan vermoeden uit de kleur der poolvlekken in de verschillende jaargetijden.

Evenals de aarde, moet ook de planeet Mars de zetel van inwendige bewegingen van den bodem geweest zijn en moeten ook daar verheffingen en dalingen van den bodem hebben plaats gehad. Ook daar hebben aardbevingen en vulkanische uitbarstingen de gedaante van den korst gewijzigd. Men vindt ook daar bergen en dalen, hoogvlakten en dalbekkens, steile rotsen en breede kloven. Ook daar zakt de waterdroppel, uit de wolken gevallen, door de doordringbare lagen heen, of rolt hij over den ondoordringbaren

(1) Om Mars goed te kunnen observeeren, moet het niet alleen helder weer zijn bij ons, maar ook op Mars. In September en October 1877 was het op het zuidelijke halfrond van Mars zomer. Zoo dikwijls nu onze dampkring helder genoeg was tot het doen van waarnemingen, was het ook op het zuidelijke halfrond van Mars helder. De vlekken waren duidelijk en scherp begrensd. f n den winter van Mars daarentegen waren die vlekken onduidelijk en verward. Op Mars vindt men dus nog veel sterker dan bij ons des zomers eene heldere en zuivere lucht, des winters daarentegen eene betrokken lucht,

grond heen, om in de heldere bron weder te voorschijn te treden, in de beek te murmelen, in de rivier te stroomen en plechtstatig in den breeden stroom naar zee af te dalen. Ook daar dus rivieren, die de dalen doorsnijden of als watervallen in de valleien neervallen. Ook daar is de zee nu eens kalm als een spiegel, dan weer dooiden storm bewogen; ook daar eindelijk ondervindt het water der zee onder den invloed van twee zich snel voortbewegende manen in regelmatige tusschenpoozen de werking van eb en vloed.

Het schijnt echter, dat het vasteland van Mars veel vlakker is dan bij ons, en bijna overal bestaat uit groote vlakten, want het water overstroomt dikwijls de vlakten tot over eene ontzaglijke uitgestrektheid, terwijl op andere tijdstippen eene even groote uitgestrektheid weder boven het water uitsteekt. Bovendien ziet men op Mars een groot aantal rechte strepen of kanalen, die in 1879 door Schiaparelli ontdekt zijn en na dien tijd door een aantal sterrenkundigen zijn waargenomen; die kanalen vormen een meetkundig net, dat zich over het geheele vasteland uitstrekt.

Die kanalen zijn somtijds van 5000 tot 6000 kilometers lang en meer dan 100 kilometers breed. Zij loopen in alle mogelijke richtingen en verbinden steeds de zeeÃ«n op Mars met elkander. De meeste van die kanalen bestaan uit twee evenwijdige strepen, die van elkander verwijderd zijn op honderden kilometers.

Het is hier de plaats niet, over die kanalen in bijzonderheden uit te weiden, er is nog te veel duisters daaromtrent; onze lezers zullen zich van die kanalen een denkbeeld kunnen vormen, als zij de hier bijgevoegde kaart beschouwen.

De overeenstemming tusschen Mars en de aarde wordt niet minder, indien wij die planeet beschouwen met het oog op de wezens, die haar moeten bevolken. Er is geene planeet, waar de bewoners meer met die der aarde moeten overeenkomen. Toch moet men niet vergeten, dat de dichtheid der stoffen, waaruit die planeet bestaat, slechts ⁷¹/ioo van die der aarde is, en dat de intensiteit der zwaartekracht op de oppervlakte van Mars veel geringer is dan op de oppervlakte der aarde. Een kilogram op aarde weegt op Mars slechts 376 gram. Iemand van 70 kilogram weegt daar dus 26 kilogram. Het organisme van den mensch is het product van de planeet, waarop hij woont; zijn gewicht, zijn lichaamsbouw, de dichtheid zijner weefsels, het gewicht en het volume van zijn geraamte, zijn levensduur, de perioden van arbeid en rust, de hoeveelheid lucht, die hij inademt.

en de hoeveelheid voedsel, die hij opneemt, worden door de planeet geregeld. De inhoud onzer longen, de vorm van onze borst, de aard onzer voeding, de inrichting onzer spijsverteringsorganen, de kracht onzer beenderen, de inrichting onzer zintuigen, dat alles is in overeenstemming met de wereld, waarop wij leven. Het is dus zeker, dat er nog verschilpunten genoeg overblijven (1).

Mars moet verder zijn op den weg der ontwikkeling dan de aarde. Indien men aanneemt, dat de hemellichamen ontstaan zijn door de verdichting of de opeenhooping der moleculen, die oorspronkelijk over eene onmetelijke ruimte verspreid waren, dan leert ons de mechanische warmteleer, dat de temperatuur der zon, die daarvan het gevolg moet geweest zijn, 28 millioen graden heeft bedragen, terwijl die der aarde 9000 en die van Mars 2000 graden moet geweest zijn. Voegt men daarbij, dat Mars zich millioenen jaren vÃ³Ã³r de aarde heeft losgerukt van de zonnenevelvlek, dan is het zeer waarschijnlijk, dat de planeet Mars tot op haar middelpunt is afgekoeld en dat dus hare oppervlakte niet meer zooals de aarde is blootgesteld aan den invloed van de inwendige krachten, die nog steeds onze aardkorst beroeren en onze oevers wijzigen. Een groot gedeelte van het water schijnt opgeslorpt te zijn; de nauwe en uitgestrekte vorm der zeeÃ«n schijnt den bodem der oude beddingen aan te wijzen.

I )e verbetering der kijkers heeft de planeet Mars binnen het bereik van ons onderzoek gebracht (2) en ons telkens nieuwe feiten doen ontdekken. Het belangrijkste van die feiten is de ontdekking harer twee wachters.

(1) Het is niet onmogelijk, dat die geringe intensiteit der zwaartekracht op het ontstaan der diersoorten op Mars eenen grooten invloed heeft uitgeoefend. Terwijl hier de groote meerderheid der dieren aan de oppervlakte der aarde gebonden is gebleven door de aantrekkingskracht der aarde, en slechts enkelen vleugels verworven hebben, is het niet onmogelijk, dat daar juist de hoogere diersoorten gevleugeld zijn, en misschien ook de mensch, de volkomenste onder de gewervelde dieren, het voorrecht heeft, zich door de lucht te kunnen bewegen, te meer waar de dampkring met die der aarde overeenkomt.

(2) Wat zijn de kleinste voorwerpen, die men met de tegenwoordige kijkers op Mars kan herkennen ? Schiaparelli heeft die vraag gedeeltelijk opgelost. Hij heeft door middel van zijnen kijker gezien : 1Â° lichte vlekken op eenen donkeren achtergrond en donkere vlekken op eenen lichten achtergrond, van eene schijnbare middellijn van 1/2quot;. 2Â° lichte lijnen op eenen donkeren grond, van eene lengte van l/.jquot;. 30 donkere lijnen op eenen lichten grond, eveneens van 1/4quot;. Bij eenen gunstigen toestand van den dampkring kan men dus vlekken onderscheiden, wier middellijn 1/50 is van die der planeet, of 137 kilometers. SiciliÃ¶, Ceylon, IJsland, de groote meren van Centraal-Afrika, zouden dus zichtbaar zijn. Zoo kan men er lijnen zien, waarvan de breedte l/ioo ^van middellijn der planeet is, of 70 kilometers, en dus zouden er ItaliÃ¼ en de Roode Zee te onderscheiden zijn.

twee wachters vergezeld wordt. Zij zijn in 1877 ontdekt door Asaph Hall, directeur van de sterrenwacht te Washington, met behulp van den toenmaals sterkst vergrootenden kijker der wereld (1). Die ontdekking was niet de vrucht van het toeval, zooals die van een groot aantal kleine planeten en kometen, maar zij was het resultaat van een systematisch onderzoek. De meeste astronomen waren gewoon geraakt aan de in alle classieke werken over sterrenkunde gebezigde phrase; Â»Mars heeft geene wachtersquot;. Enkelen echter twijfelden aan de waarheid dier uitspraak, en bleven voortgaan met de natuur hare geheimen te ontrukken. Reeds had men de onmiddellijke omgeving van Mars gepeild, maar de werktuigen, waarvan men zich bediende, hadden lang niet de afmetingen van het nieuwe aequatoriaal van Washington, welks objectief 66 centimeters doorsnede heeft, welks geheele lengte 10 meters bedraagt, dat 1300 malen vergroot, en dat door eene inrichting van de grootste nauwkeurigheid bewogen wordt. Met behulp van zijnen uitstekenden toestel onderzocht de uit nemende Amerikaansche astronoom de omg-evins' van Mars in Au-

gustus 1877, om alzoo die planeet waar te nemen op het tijdstip, waarop zij het dichtst bij de aarde stond. Hij had het geluk, den Ã©Ã©nen wachter te ontdekken in den nacht van den 11^den Augustus en den tweeden in den nacht van den i7^den Augustus.

Het bericht dier ontdekkingen overviel de astronomen als een donderslag. Een groot gedeelte bleef twijfelen, totdat zij nadere berichten hadden ontvangen of zich met eigen oogen van de waarheid overtuigd hadden. Doch er waren nauwelijks acht dagen verloopen na het ontvangen van het bericht, of op de meeste observatoria van Europa en Amerika had men de beste kijkers naar hetzelfde punt van den hemel gericht, en had men, al was het dan niet beide wachters, dan toch den meest verwijderden gezien, die het gemakkelijkst te vinden is. Thans zijn de elementen der beide wachters voldoende nauwkeurig bepaald, en weet men het volgende:

De dichtstbijzijnde wachter volbrengt zijnen loop 0111 Mars in 7quot; 39¹quot; 15^s.

De verst verwijderde wachter is op 32,5quot; van het middelpunt van Mars verwijderd.

De dichtstbijzijnde wachter is op 13,0quot; van het middelpunt van Mars verwijderd.

Men heeft thans nog krachtiger kijkers, o. a. op Mount Hamilton (California), te Nizza, op den Pulkowa (Rusland) en te Chicago.

Die afstanden zijn niet van het middelpunt van Mars afgerekend, maar van de oppervlakte. Om dus van de oppervlakte der planeet den eersten wachter te bereiken, behoeft men slechts eenen weg van 6065 kilometers af te leggen, tot den tweeden wachter is de afstand 20375 kilometers, terwijl de afstand van de maan tot de aarde (van middelpunt tot middelpunt)

384 000 kilometers bedraagt. Tusschen de oppervlakte van Mars en den eersten wachter zou zelfs geene planeet, zoo groot als Mars, meer kunnen geplaatst worden,

In fig. 193 is de planeet Mars geteekend met de banen van hare twee wachters op de schaal van 1 millimeter voor 1quot;. Indien de bol in het midden de aarde voorstelde, dan zou de maan op eenen afstand van 28 centimeters geplaatst moeten worden. Er is dus een groot verschil tusschen de maan als wachter der aarde en de wachters van Mars.

Opmerkelijk is de snelheid, waarmede de eerste wachter hare baan om de planeet doorloopt. De omloopstijd van den wachter is ruim 7^H 39^m terwijl de planeetquot;Mars om hare as wentelt in 24quot; 37â¢. De wachter beweegt zich dus sneller om de planeet, dan deze om hare as wentelt; dit feit is in strijd met alles, wat men tot nu toe omtrent het onstaan der hemellichamen geleerd had (1).

Misschien wordt ook de oplossing van dit raadsel gegeven door de theorie van Darw over den invloed der getijwerking op de wording van ons zonnestelsel. Men leze hierover stukken in het Album der Natuur van 1884, aflevering 2 en 3.

Terwijl dus de zon voor de bewoners van Mars schijnt rond te wentelen in ruim 24 uren, heeft de eerste der beide manen haren loop volbracht in het derde gedeelte van eenen dag. Daaruit volgt, dat zij voor de Marsbewoners in het westen moet opkomen en in het oosten moet onder gaan! Zij bedekt van tijd tot tijd de tweede maan, en doorloopt alle schijngestalten in 11 uren. Wonderlijke wereld!

Die beide wachters zijn de kleinste hemellichamen, die wij kennen. De glans der planeet belet ons, ze nauwkeurig te meten. Toch schijnt het, dat de meest nabij gelegene, die zich aan ons vertoont als eene ster van de io^de grootte, de grootste is, terwijl de tweede zich als eene ster van de I2^c,e grootte voordoet. Uit nauwkeurige photometrische waarnemingen (waarnemingen der lichtsterkte) schijnt te kunnen worden afgeleid, dat de eerste eene middellijn heeft van 12, de tweede van 20 kilometers. De p-roots te der twee werelden is

grooter dan Parijs. En toch! Naarmate de menschen middelmatiger zijn, zijn zij gewoonlijk verwaander; misschien hebben de mikros-kopische wezens, welke die wachters bewonen, nog wel staande legers, om elkander het bezit van Ã©Ã©ne zandkorrel te betwisten!

De twee kleine wachters hebben van hunnen ontdekker (1) den naam van Deimos (De Schrik) en Phoios (De Vlucht) gekregen, naar aanleiding van de twee verzen uit de Ilias van Homerus (Boek XV, 119 en 120) waar Mars op de aarde neerdaalt, om den dood van zijnen zoon Ascalaphos te wreken.

Phobos is de naam van den dichtstbijgelegen. Deimos van den meest verwijderden wachter.

Reeds vroeger had men beweerd, dat, omdat de aarde Ã©Ã©nen wachter bezat, Mars 2, Jupiter 4, en Saturnus 8 wachters moest bezitten. Dit is ook werkelijk het geval. Zoo voortredeneerende moet Uranus 16 en Neptunus 32 wachters hebben. Het is niet onmogelijk. Het is eigenaardig, in Voltaire's Mier omegas van 1750 te lezen:

Toen onze reizigers Jupiter verlaten hadden, legden zij eenen weg van 400 millioen kilometers af en kwamen zij op de planeet Mars. Zij zagen twee manen bij die planeet, die aan de aandacht der astronomen ontsnapt waren......Hoe het zij, die manen waren zoo onbeduidend,

dat zij vreesden, er geen logis te kunnen vinden, en daarom vervolgden zij hunnen weg.

(1) De ontdekking der wachters is men verschuldigd aan den drang, door de echtgenoote van Hall uitgeoefend. Toen hij verscheidene avonden te vergeefs gezocht had, had hij den moed opgegeven, doch op verzoek zijner gade nog eens zijn onderzoek hernieuwd.

De groote kijker van de sterrenwacht te Washington, waarmede de wachters van Mars ontdekt zijn.

Gulliver. Dit meesterstuk is door Swift vervaardigd in 1720. Men leest daar in het derde hoofdstuk van de reis naar Laputa:

De astronomen van dat land brengen liet grootste gedeelte van hun leven door niet liet waarnemen der hemellichamen door middel van veel krachtiger instrumenten dan de onze. Zij kennen reeds icooo vaste sterren, terwijl wij niet meer dan de helft van dat aantal hebben waargenomen. Bovendien hebben zij twee wachters ontdekt, die zich om Mars bewegen, en waarvan de meest nabijzijnde op eenen afstand van drie maal hare middellijn, de meest verwijderde op eenen afstand van 5 maal de middellijn der planeet van het middelpunt van Mars verwijderd is. De eerste volbrengt haren loop in 10 uren, de tweede in 21 uren, zoodat de vierkanten der omloopstijden zich verhouden als de derde machten hunner afstanden van de planeet, waaruit volgt, dat zij heheerscht worden door dezelfde wet der aantrekkingskracht, als de overige hemellichamen.

Hiermede hebben wij de planeet Mars afgehandeld. De dampkring, die haar omringt, de wateren die haar besproeien en vruchtbaar maken, de zonnestralen die haar verwarmen en verlichten, de jaargetijden, die haar telkens vervormen, zijn de oorzaken, waardoor het leven op hare oppervlakte met dat op aarde overeenkomt. De geringe intensiteit der zwaartekracht op hare oppervlakte is oorzaak, dat het leven op Mars zÃ³Ã³ moet optreden, dat het met den eigenaardigen toestand der planeet in overeenstemming is. Wij moeten ons dus de planeet niet voorstellen als eenen steenklomp, die onder den invloed van de aantrekkingskracht der zon als eene logge, doode, onvruchtbare massa voortrolt, maar wij moeten daarin eene levende wereld zien, getooid met landschappen, die overeenkomen met die, welke wij op aarde bewonderen, eene nieuwe wereld, door geenen Columbus te bereiken, maar waarop een menschen-geslacht woont en werkt, en evenals wij, over de groote raadselen der natuur peinst. Die onbekende broeders zijn geene zielen zonder lichaam, of lichamen zonder ziel, boven- of buitennatuurlijke wezens, maar wezens, die evenals wij handelen, denken en redeneeren. Zij leven in maatschappijen en zijn tot volkeren vereenigd,Â» hebben steden gebouwd en beoefenen kunsten en wetenschappen; waarschijnlijk komen ook hunne zintuigen met de onze overeen. Bij alle afwisseling, die het gevolg is van de eigenaardigheid van iedere planeet en de wijzigingen, die in den loop der eeuwen hebben plaats gegrepen, moet toch over alle werelden dezelfde levensfakkel ontstoken zijn.

Van die naburige wereld gezien, is de sterrenhemel dezelfde, als die, welke boven onze hoofden schittert; dezelfde sterrenbeelden teekenen daar hunne geheimzinnige figuren. Maar al zijn de vaste

sterren dezelfde, de planeten verschillen. De planeet Jupiter is voor hen heerlijk schoon ; zij schijnt hun i '/2 maal grooter toe dan ons: hare wachters moeten er met het bloote oog zichtbaar zijn. Ook Saturnns is eene schitterende ster. Uranus is er goed zichtbaar, en Neptunus hebben zij lang vÃ³Ã³r ons kunnen ontdekken. Zij moeten een groot aantal der kleine planeten, wier banen tusschen die van Mars en Jupiter gelegen zijn, met het bloote oog hebben kunnen waarnemen. De planeet Mercurius moet voor hen zeer moeilijk te onderscheiden zijn, omdat zij te dicht bij de zon staat. Venus moet hun voorkomen, zooals Mercurius ons voorkomt.

Daar de loopbaan der aarde binnen die van Mars valt, zoo moet de aarde voor de Marsbewoners morgen- en avondster zijn, zooals Mercurius en Venus dat voor ons is. De grootste elongatie van de aarde bedraagt 48Â°. Wij zijn dan voor Mars eene heldere ster, zooals Venus voor ons, opkomende vÃ³Ã³r de zon of ondergaande na de zon.

De bewoners van Mars kunnen ons des avonds aan den hemel beschouwen bij het ondergaan der zon; zij kunnen de schijngestalten van aarde en maan ontdekt hebben, zooals wij die van Venus en Mercurius hebben ontdekt. Wellicht zijn zij van meening, dat de aarde een hemelsch verblijf is, dat daar geene partijschappen of politieke twisten de vermeerdering der welvaart in den weg staan, dat daar de godsdienst niet verlaagd wordt tot een werktuig in handen van eerzuchtige drijvers, dat daar de geschiedenis niet verwrongen of vervalscht wordt ter wille van politieke kansberekening, dat .... Hoe gelukkig, dat zij ons niet van nabij kennen.

Op den i^sten Januari 1801 nam Piazzi te Palermo de kleine sterren van het sterrenbeeld dc Stier waar en teekende hij hare plaats nauwkeurig op, toen hij daaronder eene ster vond, die hij nooit te voren gezien had. Den volgenden avond richtte hij weder zijnen kijker naar dezelfde streek des hemels en zag hij, dat de ster niet meer stond op de plaats, waar hij haar den vorigen avond gezien had, maar dat zij 4' teruggegaan was. Die teruggang bleef tot den 12^lt;len Januari voortduren, daarna stond zij stil en ging zij weder vooruit, dat wil zeggen, bewoog zij zich van het westen naar het oosten. Niet dadelijk kwam Piazzi op het denkbeeld, dat hij met eene planeet te doen had. Hij begon met haar voor eene komeet aan te zien, evenals William Herschel gedaan had, toen hij in 1781 Uranus ontdekte. Het planetenstelsel scheen in hoofdzaken volkomen bekend; het toevoegen eener nieuwe planeet was eene zaak van geene geringe beteekenis; Ã©ene of meer nieuwe kometen te ontdekken, was minder vreemd.

Toch maakte de bekwame Siciliaansche astronoom deel uit van eene vereeniging, die zich juist het zoeken naar eene onbekende planeet tusschen Mars en Jupiter ten doel stelde. Reeds Keppler had er op opmerkzaam gemaakt, dat er tusschen Mars en Jupiter eene leegte bestond. Indien men zich de loopbanen der kleine planeten wegdenkt, dan ziet men (fig. 99), dat de planeten Mercurius, Venus, de aarde en Mars als het ware in de onmiddellijke nabijheid der zon gelegen zijn, terwijl Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus veel verder van de zon verwijderd zijn. Wij zagen reeds vroeger (blz. 223). dat volgens de wet van Titius het getal 28 met eene planeet moest worden aangevuld. Reeds in 1772 was door dezen die opmerking-gemaakt. Bode was over die wet zoo opgetogen, dat hij haar als eene natuurwet beschouwde, en eene vereeniging van vier en twintig astronomen oprichtte, wier doel was, ieder ¹/24 van den dierenriem na te sporen, om de ontbrekende planeet te zoeken. Dit systematische

onderzoek had nog tot geen resultaat geleid, toen Piazzi bij toeval de zich verplaatsende ster zag, die hij voor eene komeet hield. Bode echter was van het eerste oogenblik af overtuigd, dat het de gezochte planeet moest zijn. Baron von Zach, een ijverig beminnaar der sterrenkunde, had reeds in 1784 de waarschijnlijke baan der onzichtbare planeet berekend en vooi haren afstand van de zon 2,82 gevonden (de zonsafstand der aarde = 1 gesteld) en voor haren omloopstijd 4 jaren en 9 maanden. De afstand bleek werkelijk te zijn 2,77 en de omloopstijd op enkele dagen na het gevonden bedrag.

Piazzi gaf aan de nieuwe planeet den naam van Ceres, de beschermgodin van SiciliÃ«.

Toen aldus de leegte op den afstand 28 door de ontdekking van Ceres was aangevuld, dacht niemand er over, dat daar nog andere planeten konden staan. Indien Piazzi dit had vermoed, zou hij achter elkander een twaalftal kleine planeten hebben kunnen ontdekken. De beroemde astronoom Olbers zag in 1802 in het sterrenbeeld de Maagd eene ster der 7^de grootte, die niet aangeteekend stond op de kaart van Bode, waarvan hij zich bediende. Den volgenden dag zag hij, dat zij van plaats veranderd was, en daardoor bleek het, dat hij met eene tweede planeet te doen had. Maar het was veel moeilijker, haar burgerrecht te geven dan aan hare voorgangster, omdat de ledige ruimte tusschen Mars en Jupiter reeds aangevuld was, en er dus volgens de wet van Titius geene plaats voor haar was in het planetenstelsel. Men beschouwde haar dus als eene komeet, totdat uit hare beweging volgde, dat zij zich bewoog in dezelfde streek als Ceres, op eenen zonsafstand van 2,77 en dat zij haren loop vol bracht in 1685 dagen, terwijl de omloopstijd van Ceres 1681 dagen bedraagt. Men gaf haar den naam van Pallas.

De onverwachte ontdekking van Ceres en Pallas leidde de astronomen er toe, de sterrencatalogussen en de sterrenkaarten te herzien. Onder de ijverigsten van dezen behoorde Harding. Hij werd dan ook voor zijne moeite beloond. Den I⁸¹quot;²quot; September 1804 vond hij in het sterrenbeeld de Vissehen eene ster van de achtste grootte, die bij Lalande niet voorkwam. Den 4^t,en September was zij merkbaar van plaats veranderd; het was dus eene nieuwe planeet. Zij kreeg den naam van jfmio. Haar zonsafstand is 2,67 en haar omloopstijd 1592 dagen.

Olbers merkte op, dat de loopbanen der drie genoemde planeten elkander sneden in het sterrenbeeld de Maagd. Hij leidde daaruit

af, dat het zou kunnen zijn, dat die kleine planeten deelen waren eener verbrijzelde groote planeet. De werktuigkunde leert, dat, indien eene planeet door de Ã©Ã©ne of andere oorzaak verbrijzeld is, de stukken bij iedere omwenteling door het punt moeten gaan, waar de vernieling heeft plaats gegrepen. Daarom onderzocht hij dat sterrenbeeld met de meeste zorg, en vond hij werkelijk den 29^sten Maart 1807 eene vierde kleine planeet, die hij Fesia noemde. Haar zonsafstand is 2,36, haar omloopstijd 1326 dagen. Zij is de helderste der kleine planeten, en is somtijds (als men weet, waar zij staat) met het bloote oog zichtbaar als eene kleine ster van de 6^de grootte.

Na dit schitterende begin duurde het 38 jaren, eer men weder eene kleine planeet ontdekte; eerst in 1845 werd de vijfde, Astrea, ontdekt door Hencke, postmeester te Berlijn, die zich in zijnen vrijen tijd bezighield met het vervaardigen van sterrenkaarten. Juist dat gebrek aan goede sterrenkaarten was oorzaak, dat men in zoo langen tijd geene planeten ontdekte. Wil men toch kleine planeten vinden, dan moet men eene nauwkeurige kaart van den dierenriem en zijne omgeving bezitten, en bij iedere ster, die men waarneemt, op de kaart nazien, of zij daarop reeds is aangeteekend. Is dit niet het geval, dan behoeft men die ster slechts eenige dagen later weder waar te nemen, om te zien, of zij zich aan den hemel verplaatst heeft. De eerste goede kaarten van den dierenriem zijn die, welke de Academie te Berlijn in 1830 is begonnen uit te geven naar de waarnemingen van Bessel, later door Argelander voortgezet. Heeft men eene sterrenkaart van een gedeelte des hemels, dan zal men daarop alle sterren aangeteekend vinden, die men door eenen kijker aan dat gedeelte des hemels waarneemt; als Ã©Ã©ne dier sterren helderder of minder helder schijnt dan op de kaart is aangeteekend, dan is hare helderheid verminderd; indien op de kaart eene ster voorkomt, die men aan den hemel niet terugvindt, dan is het licht dier ster uitgedoofd; indien men eindelijk in die streek des hemels eene ster vindt, die op de kaart niet voorkomt, dan is die ster eene planeet.

De kleine planeten zijn alle teleskopisch, dat wil zeggen, met het bloote oog onzichtbaar, met uitzondering van Vesta, en voor sommige scherpe oogen somtijds Ceres; zij zijn van de 7^lle, 8^ste, 9^lt;le, io^(le, li'¹⁰ grootte, somtijds nog kleiner. Het is waarschijnlijk, dat de belangrijkste der kleine planeten thans bekend zijn, maar dat er

nog eenige honderden te ontdekken zijn, wier gemiddelde helderheid die der sterren van de I2^cle grootte niet overtreft, en wier middellijn slechts enkele kilometers bedraagt. De middellijn van Vesta, de grootste onder alle kleine planeten, bedraagt 400 kilometers.

Hencke vond ook de zesde kleine planeet in 1847, Hindt in hetzelfde jaar de zevende en de achtste, Graham in 1849 en 1850 de tiende en elfde, en later nog zeven andere; Hindt ontdekte er ook nog acht; Goldschmidt vond er van 1852 tot 1861 veertien.

De vruchtbaarste ontdekkers zijn Peters, Palisa, Max Wolff en Charlois. Max Wolff van Heidelberg is de eerste geweest, die (den 2 8^sten November 1891) begonnen is de kleine planeten door middel van de photografie te zoeken. Sedert dien tijd worden er veel meer kleine planeten ontdekt dan vroeger. Om ze te vinden, wordt niets vereischt dan bijzondere oplettendheid en eene taaie volharding.

Indien men eene nieuwe planeet ontdekt, moet men beginnen met hare beweging te leeren kennen. Indien men drie nauwkeurige waarnemingen heeft, die niet te dicht bij elkander liggen, dan heeft men drie punten van de onbekende loopbaan der nieuwe ster, waaruit men in het algemeen de geheele loopbaan bepalen kan (hiervoor is ongeveer acht dagen berekening noodig). Een der belangrijkste elementen der loopbaan is de omloopstijd, in dagen uitgedrukt. Wij zagen vroeger (blz. 226), dat men door de wet van Keppler uit den omloopstijd den zonsafstand der planeet kan afleiden, uitgedrukt in den zonsafstand der aarde. Indien men dien afstand in kilometers wil uitdrukken, moet men de gevonden waarde met 148 millioen vermenigvuldigen. Men kan uit de baan ook de excentriciteit der ellips vinden en de helling der baan ten opzichte van de ecliptica. In de volgende tabel vindt men eenige elementen der tot nu toe bekende planeten.

9 Metis.

10 Hygiea.

11 Parthenope.

12 Victoria.

13 Egeria.

14 Irene.

15 Eimomia. 10 Psyche.

17 Thetis.

18 Melpomene.

19 Fortuna.

20 Massalia.

21 Lutetia.

22 Calliope.

23 Thalia.

24 Themis.

25 Phocea.

26 Proserpina.

27 Euterpe.

28 Bellona

29 Amphitrite.

30 Urania.

31 Euphrosyne.

32 Pomona.

33 Polymnia.

34 Circe.

35 Leucothea.

36 Atalante.

37 Fides.

38 Leda.

39 Lftetitia.

40 Harmonia.

41 Daphne.

42 Isis.

43 Ariadne.

44 Nysa.

45 Eugenia.

46 Hestia.

47 Aglae.

48 Doris.

49 Pales.

50 Virginia.

51 Nemausa.

52 Europa.

53 Calypso.

54 Alexandra.

55 Pandora.

56 Melete.

57 Mnemosyne.

58 Concordia.

59 Olympia.

60 Echo.

61 DanaÃ¶.

62 Erato.

63 Ausonia.

64 Angelina.

65 Maximiliana.

66 MaÃ¯a.

67 Asia.

68 Leto.

69 Hesperia.

70 Panopea.

71 Niobe.

72 Feronia.

DE WONDEREN DES HEMELS.

1862 1802 1862 1802 1802

1803

1863

1804

1864 1804 1806

1865

1866 186'u 1866 1866 1866 1866 1867 1867 1867

1867

1868 1868 1868 1868 1868 1868 1868 1868 1808 1808 1808 1808 1809 1809 1870 1870

1870

1871 1871 1871 1871 1871

1871

1872 1872 1872 1872 1872 1872 1872 1872 1872

1872

1873 1873 1873 1873 1873

1873

1874 1874

1589 1694

1598 2304 15112 1548 1396 1271 1761 1677

1384 1327 1679 1995 2875 1681 1488 2040 1522 2076

1669 2052 1966 1956 1694 1607 1708 1984 1518 1586 1622 2047 1336 2066 2376 2101 1620 1650 1526 1387 1338

1599 1340 1681 1889

1391 1516

2007 2341 2108 1616 1558 1660

1392

1670 1667 1774

2008

1385 1458 1953 1500 1384 1263

2,07 2,78 2,68 3,41 2,07 2,62 2,44 2,30 2,85

2.76 2,43

2.36

2.65

3.10 3,48

2.77

2.55

3.15

2.69 3,19

2.75

3.16 3,07 3,06

2.67

2.68 2,80 3,09

2.58

2.66

2.70 3,16

2.37 3,18 3,48

3.21 2,70

2.73

2.59

2.43

2.38 2,68 2,38 2,77 2,99

2.44 2,58

3.11

3.45

3.22 2,70 2,63

2.74 2,44

2.76

2.75 2,87 3,11 2,43 2,62 3,06

2.56 2,43 2,29

78 Clythla.

74 Galathen,

75 EurycUce, 70 EreÃ¯a.

77 Frigga.

78 Diana.

79 Eurynome.

80 Sappho.

81 Terpsychore.

82 Alcmene.

83 Heatrix.

84 Clio.

86 lo.

86 Seniele.

87 Sylvia.

88 Thisbe.

89 Julia.

90 Antiope.

91 Aegina.

92 Undina.

93 Minerva.

94 Aurora.

95 Arethusa.

96 Aegle.

97 Clotho.

98 lanthe.

99 Dike.

100 Hekate.

101 Helena.

102 Miriam.

103 Hera.

104 Clymene.

105 Artemis.

106 Dione.

107 Camilla.

108 Hecuba.

109 Felicitas

110 Lydia.

111 Ate.

112 Iphigenia.

113 Amalthea.

114 Cassandra.

115 Thyra.

116 Sirona.

117 Lomia.

118 Peitho.

119 Althea.

120 Lachesis.

121 Hermione.

122 Gerda.

123 Brunhilda.

124 Alceste.

125 Liberatrix.

126 Velleda.

127 Johanna.

128 Nemesis.

129 Antigone.

130 Eleetra.

131 Vala.

132 Aethra.

133 Cyrene.

134 Sophrosyne.

135 Hertha.

136 Austria.

Tuttle.

Tempel.

C. H. F. Petera.

d'Arrest.

C. H. F. Peters.

Luther.

Watson.

Pogsou.

Tempel.

Luther.

De Gasparis.

Luther.

C. H. F. Peters. Tietjen.

Pogson.

C. H. r Stephan Luther.

Horelly.

C. H. F. Peters Watson.

Watson.

Luther.

Coggia.

Tempel.

C. H. F Borelly.

Watson.

C. H. F Watson.

Watson.

Pogson,

Luther.

C. H. F. Peter Horelly.

C. H. F. C. H. F.

Luther.

C. H. F. Peters Watson.

C H. F.

Horelly.

Luther.

Watson.

Borelly.

Watson.

C. H. F.

C. H. F.........

C. IL F. Peters Prosper Henry. Paul Henry. Prosper Henry. Watson.

C. H. F. Peters. C. H. F. Peters. C. H. F. Peters. Watscn.

Watson.

Luther.

C. H. F. Peters. Palisa.

137 Meliboea.

138 Tolosa.

139 Juewa.

140 Siwa.

141 Lumen.

142 Polana.

143 Adria.

144 Vibilia. 14B Adeona. 140 Lucine.

147 Protogenia.

148 Gallia.

149 Medusa.

150 Nuwa.

151 Abundantia.

152 Atala.

153 Hilda.

154 Uertha.

155 Scylla.

156 Xanthippe.

157 Dejanira.

158 Koronis.

159 Aemilia.

160 Una.

161 Athor.

162 Laurentia.

163 Erigone.

164 Eva.

165 Loreley.

166 Rhodope.

167 Urda.

168 Sibylla.

169 Zelia.

170 Maria.

171 Ophelia.

172 Baucis.

173 Ino.

174 Phedra.

175 Andromache.

176 Idunna.

177 Irma.

178 Belisane.

179 Clytemnestra.

180 Garumna.

181 Eucharis.

182 Elsa.

183 Istria.

184 DeÃ¯opea,

185 Eunice.

186 Cehita.

187 Lamberta

188 Menippe.

189 Phthia.

190 Ismene. l'n Kolga.

192 Nausikafi.

193 Ambrosia.

194 Prokne.

195 Euryclea.

196 Philomele.

197 Arete.

198 Ampella. 19Â» Hyblis. 200 Dynamene.

137(1 Palisa. 1887

171!) Palisa. 1887

1(Ã¯88 Chariots. 1887

l^l.)87 liorelly. 1887

1546 Palisa. 1887

1190 C. H. K. Peters. 1887

1898 Knotte. 1887

1691 Charlois. 1888

1355 Palisa, 1888

1930 Palisa 1888

1684 Palisa, 1888

2011 Palisa. 1888

1790 Charlois. 1888

1672 Palisa. 1888

3214 Palisa 1888

1851 Palisa, 1888

1180 Palisa, 1888

1307 Charlois, 1889

1941 Charlois, 1889

1323 Charlois, 1889

1959 Charlois, 1889

2085 Palisa, 1889

1319 C, H, F. Peters, 1889

1679 Luther. 1890

1780 Charlois. 1890

1302 Palisa. 1890

1209 I'alisa, 1890

1470 I'alisa, 1890

1773 Charlois, 1890

2025 Charlois, 1890

1710 Palisa. 1890

1213 Charlois. 1890

2055 Charlois. 1890

1244 Charlois. 1890

138() Palisa. 1890

2099 Charlois. 1890

1644 Palisa 1890

1376 Charlois. 1890

2016 Millosevich, 1891

1362 Palisa, 1891

1991 Charlois, 1891

1323 Millosevich. 1891

1811 Charlois, 1891

1665 Borelly, 1891

1558 Palisa, 1891

1671 Charlois, 1891

1795 Charlois, 1891

1696 Charlois. 1891 1341 Palisa, 1891 2038 Charlois, 1891 1226 Palisa, 1891 2067 Charlois. 1891 1269 Charlois. 1891 2082 Charlois. 1891 2286 Charlois, 1891 1909 Palisa, 1891 1787 Palisa 1891 1691 liorelly, 1891 1158 Max Wolf, 1891 1609 Palisa, 1892 2107 Max Wolf. 1892 1289 Palisa. 1892

1697 Charlois, 1892 2000 Max Wolf, 1892

Ontdekker.

Max Wolf.

Borelly.

ChavloU.

Charlois

Charlois.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Witt.

Charlois.

Williger.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Charlois.

Max Wolf.

Wilson.

Max Wolf.

Charlois.

1894 1804 1894 1894 1894

1894

1895 1895 1895 1895 1895 1895 1895 1895 1895 1895

1895 189Â«

1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896 1896

1896

1897 1897

1897

1898

1892

1893 1893 1893 1893

1893

1894 1894 1896 1896 1896

De laatste dezer planeten is ontdekt i i September 1898. Sedert dien tijd zijn weer eenige nieuwe planeten ontdekt. Het spreekt van zelf, dat de elementen van de planeten, gedurende de laatste jaren gevonden, slechts voorloopig bepaald zijn en voortdurend verbeterd worden.

Men is begonnen, met de kleine planeten de namen te geven van de godheden der oude mythologie; maar zelfs vÃ³Ã³rdat de lijst daarvan uitgeput was, heeft men reeds om politieke of nationale

redenen meer moderne namen gekozen; zoo heet de i i^de planeet, te Napels ontdekt, Parthenope, de i2^cIe, in Engeland ontdekt, Victoria; de 20^ste Massalia, de 2i^ste Lutetia, de 25^stePhocea; de 45^steheet naar Eugenie, de ex-keizerin van Frankrijk, de 54^ste naar Alexander von Humboldt, de 2 75^ste heet naar de godin der wijsheid, terwijl reeds de 28^ste naar de godin des oorlogs genoemd was.

Van alle kleine planeten, tusschen Mars en Jupiter gelegen, is Hun-garia (N⁰. 434) het dichtst bij de zon gelegen. Haar afstand is 1,95, dus iets minder dan tweemaal de zonsafstand der aarde; het verst van de zon af ligt Thule (4,26). Ã¼e ruimte tusschen de beide uiterste banen bedraagt dus 4,26 â 1,95 of 148000000 X 2,31 = 341880000 kilometers. De gemiddelde zonsafstand van Mars is 1,52. Ã¼e ruimte tusschen de banen van Mars en van Hungaria is dus slechts 1,95 â 1,52 = 0,43, of 64 millioen kilometers. De gemiddelde zonsafstand van Jupiter is 5,20. De ruimte tusschen de banen van Thule en Jupiter is dus 5,20 â 4,26 = 0,94 of 139 millioen kilometers (1).

Den [3^tlen Augustus 1898 werd op de Urania-sterrenwacht te Berlijn door Witt eene planeet ontdekt, die niet kan gerekend worden tot de kleine planeten, tusschen Mars en Jupiter gelegen. Wel kan zij in haar aphelium verder van de zon komen dan Mars, maar haar gemiddelde zonsafstand is 1,457, terwijl die van Mars 1,524 bedraagt. Haar omloopstijd is 45 dagen korter dan die van Mars en wel 642 dagen. Hare helling met de ecliptica is bijna 10⁰, hare excentriciteit is 0,211. Zij is tot nu toe de eenige planeet, tusschen Mars en Jupiter gelegen.

Een groot aantal der kleine planeten onderscheiden zich niet alleen door hare groote excentriciteit, maar ook door de sterke helling harer baan ten opzichte van de ecliptica, welke helling zÃ³Ã³ aanzienlijk kan zijn, dat sommige buiten den dierenriem komen; zoo is o. a. de helling van Pallas 34⁰. Euphrosyne kan voor ons circum-polair worden, zoodat zij boven den horizon blijft, en later weer eenen tijd lang voor ons onzichtbaar kan blijven. Al die loopbanen zijn zÃ³Ã³ dooreengestrengeld, dat men ze, zooals d'Arrest reeds opmerkte, als het hoepels waren, alle zou kunnen optillen, door den eersten den besten aan te vatten (2).

(1) De excentriciteit van enkele kleine planeten, tusschen Mars en Jupiter gelegen, is zÃ³Ã³ groot, dat zij in haar perihelium dichter bij de zon komen dan Mars in haar aphelium.

(2) Merkwaardig is het, dat enkele kleine planeten ongeveer dezelfde hanen doorloopen, zoodat het niet te verwonderen zou zijn, als twee dier planeten zÃ³Ã³ dicht tot elkander naderden

Fig. 195 stelt de merkwaardigste banen voor; i⁰ die van Medusa, die zeer dicht bij de zon gelegen is; 2⁰ die van Hilda, na Thule, Chicago en de nog niet benoemde planeten 361 en IV, het verst van de zon gelegen; 3⁰ die van Aethra, die doqr hare groote excentriciteit.

in haar perihelium ongeveer op de grens komt van de loopbaan van Mars; 4⁰ die van Polymnia, die in excentriciteit zelfs Aethra

dat zij eene dubbele planeet gingen vormen, waarvan ieder om het gemeenschappelijk zwaarte-punt ging wentelen, terwijl zij te zamen om de zon zich bewegen. Voorbeelden zijn: yuuo, Clothoy Li (in en, Adeonn, Clythia, Eurydice, Frigga of Fides, Ma ja, Virginia, Kuuomia, Eva, lo, Vibilia, of ook This be, Sirona, Ceres, Laefitia, A lew ene, Pallas, Gallia. De banen van Juno en Clotho naderen tot op 1000 kilometers van elkander. Fides en ATaja bewegen zich bijna in een zelfde vlak, en zoo zoude men nog een aantal kunnen* vinden, wier banen in sommige punten zeer dicht tot elkander naderen.

overtreft; 5⁰ de drie gordels, waar de meeste planeten gevonden worden. In het midden ziet men de baan der aarde. Daarop is de dag aangeteekend, waarop de aarde in het perihelium, en die waarop zij in het aphelium staat. De lengte van het perihelium wordt geteld van het lentepunt; het perihelium van elke baan is op de juiste plaats geteekend. Men boude echter in het oog, dat wij in onze teekening alle banen in Ã©Ã©n plat vlak geprojecteerd hebben en dat het dus kan schijnen, alsof twee planeten elkander kunnen ontmoeten, zonder dat dit werkelijk het geval behoeft te zijn.

Jaarlijks worden een aantal nieuwe planeten ontdekt. Het is echter niet gemakkelijk ze aan den hemel te volgen, omdat de groote planeten door haren storenden invloed de oorspronkelijk berekende elementen kunnen wijzigen. Enkele dier kleine drijvende eilanden zijn zelfs wel eens verloren geraakt, en de trouwe wachters van den hemel hebben al hunne volharding noodig gehad, om ze terug te vinden, dikwijls zelfs tamelijk ver van het punt, waar men ze zocht.

Maar waarom zijn die planeten gescheiden en vormen zij niet Ã©Ã©ne groote planeet? Uit de studie van het planetenstelsel volgt, dat hare gezamenlijke massa niet meer kan bedragen dan een derde deel van onze aarde, omdat zij anders merkbare storingen zouden teweegbrengen in de beweging van Mars. Indien het dus brokstukken zijn van Ã©Ã©ne enkele planeet, dan kan deze grooter dan Mars, maar moet zij kleiner dan de aarde geweest zijn. De groote uitgestrektheid van den gordel, door de kleine planeten ingenomen, maakt eene verbrokkeling eener groote planeet onwaarschijnlijk, hoewel die verbrokkeling bij gedeelten kan hebben plaats gehad, en de aantrekking van de reusachtige planeet Jupiter, die zich buiten die banen beweegt, al die banen kan uit elkander gerukt hebben. Waarschijnlijk is het, dat juist die machtige aantrekking van Jupiter het vormen eener groote planeet heeft verhinderd. Het is toch mogelijk, dat Jupiter het losraken van kleine deelen van den aequator der zon, een gevolg der middelpuntvliedende kracht (zie blz. 90), heeft bevorderd, en dat die planeet later door hare voortdurende storing de vereeniging dier deelen heeft verhinderd. De ledige ruimten tusschen de banen der kleine planeten zijn juist gelegen op die afstanden, waar planeten zich om de zon zouden moeten bewegen in tijdstippen, die met den omloopstijd van Jupiter in eene eenvoudige verhouding staan. De theorie der storingen leert ons, dat

in dit geval Jupiter eene ledige ruimte op die plaats moet veroorzaken. Een omloopstijd gelijk aan de helft van dien van Jupiter leidt volgens de derde wet van Keppler tot eenen afstand van 3,28. Juist op dien afstand vindt men de grootste leegte; er is daar geene enkele planeet, en het is waarschijnlijk, dat men daar geene enkele vinden zal. Eene andere leegte vindt men op 2,96; daar zou zich eene planeet bevinden, wier omloopstijd ³I₇ van dien van Jupiter is; eene andere op 2,82 = ²/5; nog eene andere op 2,50 = Vs-

Wij zullen later bij de ringen van Saturnus eene dergelijke opmerking kunnen maken. Ook daar heeft men tusschen de ringen ledige ruimten op plaatsen, waar zich wachters zouden bewegen met omloopstijden, die meetbaar zijn met die der vier meest nabijzijnde wachters.

Men vindt de meeste perihelia der kleine planeten tusschen 294⁰en 72⁰, terwijl het geringste aantal tusschen 153⁰ en 293⁰ gelegen is. Opmerkelijk is het, dat het perihelium van Jupiter juist gelegen is in het midden der streek, waar de meeste perihelia der kleine planeten gevonden worden.

Het is niet gemakkelijk, om de middellijn dier kleine, zoo ver van ons verwijderde lichamen te meten. De grootste hebben eene schijnbare middellijn van ⁴/10quot;, terwijl de meeste zich slechts als enkele stippen voordoen. Men kan echter ook uit de helderheid de middellijnen der kleine planeten benaderen en vindt dan de volgende waarden als de meest waarschijnlijke :

Andere planeten, zooals Sappho, MaÃ¯a, Atalante, Echo, hebben eene middellijn van minder dan 30 kilometers. Het is waarschijnlijk, dat er nog kleinere zijn, die door de beste kijkers nog onzichtbaar blijven en die slechts eene middellijn hebben van enkele kilometers.

Zijn het bollen? De meeste ongetwijfeld wel. Maar enkele der kleinste planeten kunnen veelvlakkige lichamen zijn, het gevolg van eene voormalige uiteenspatting-, de veranderingen in helderheid, die men waarneemt, schijnen te wijzen op onregelmatige, gebroken oppervlakken.

Zijn het werelden? Waarom niet? Is niet een waterdruppel de woonplaats van eene menigte verschillende wezens? Is niet het blad

van eenen boom eene wereld voor de diersoorten, die het bewonen ? Er zullen onder de kleine planeten misschien wel enkele zijn, die onbewoond en dor gebleven zijn, omdat de voorwaarden voor het leven daar ontbroken hebben. Maar er zullen er toch ook zijn, waarop de altijd werkzame krachten der natuur het aanzijn hebben geschonken aan schepselen, geschikt voor die kleine werelden. De natuur kent geen groot of klein. Wij moeten niet te laag neerzien op die kleine planeten; de bewoners toch van Jupiter zouden met hetzelfde recht over de aarde de schouders kunnen ophalen, als wij over Vesta, Ceres, Pallas of Juno.

De intensiteit der zwaartekracht is op de kleine planeten uiterst gering; zij is onvergelijkelijk minder dan op de maan, waar een vrijvallend lichaam in de eerste secunde slechts 80 centimeters aflegt. Indien men op Ã©Ã©ne dier planeten van eenen hoogen toren sprong, dan zou men tot zijne verbazing bemerken, dat men langzaam en zacht als eene veer nederkwam. Indien men daar met kracht eenen steen wegwierp, dan zou deze nooit meer neervallen!

Men weet thans nog niets omtrent den omwentelingstijd, de helling der as en de jaargetijden van Ã©Ã©ne der kleine planeten, hoewel Goldschmidt uit de verandering in glans van Pales heeft gemeend te kunnen afleiden, dat een wentelingsduur van 24 uren waarschijnlijk is.

Ten slotte vermelden wij, dat men bij de kleine planeten door middel van den spectroskoop absorptiestrepen heeft waargenomen, die wijzen op het bestaan van eenen ijlen dampkring.

Wij zijn thans grenaderd tot de belangrijkste planeet van het zonnestelsel; met haar vergeleken verzinken alle planeten, die wij tot nn toe besproken hebben, in het niet; en alsof ons de natuur door hare tegenstellingen eene verrassing wilde bereiden, moest de beschrijving der kleine planeten die van den reus onder de planeten voorafgaan.

Ja inderdaad, de reus onder de planeten. Zij is 310 maal zwaarder dan de aarde, en haar volume is 1279 maal grooter dan dat van onze planeet. Haar licht is zoo helder, dat zij schaduw geeft, evenals Venus; toch zou men met het bloote oog niet vermoeden, dat zij zoo verbazend groot is. Indien men eene gewonen verrekijker 'op haar richt, dan zien wij haar als eene ronde schijf en kan men vier der vijf wachters waarnemen, die haar op hare reis om de zon vergezellen. Brengen wij de planeet in het veld van eenen gewonen astronomischen kijker, met een objectief van 1 1 centimeters doorsnede en eene lengte van 1,60 meters, dan zien wij in dat donkere veld eene schitterende, zich statig voortbewegende zon, en kunnen wij reeds op het eerste gezicht herkennen, dat zij aan de beide polen sterk is afgeplat, en dat de aequatoriale gordels doorsneden worden door wolkachtige strepen. Een spoortrein, die met eene snelheid van 60 kilometers in het uur in 28 dagen den omtrek der aarde zou doorloopen, zou bijna een geheel jaar behoeven, om eene reis om Jupiter te volbrengen; en toch wordt die geheele wereld voor ons bedekt door eene vlieg, die zich over het vensterglas beweegt.

Jupiter is na Venus de helderste onder de planeten. Terwijl de avondster de koningin der schoonheid werd, zetelde Jupiter op den hemeltroon en ontving hij de eerbewijzen der stervelingen. De men-schelijke zwakheid en de daarmede gepaard gaande ijdelheid zochten verband tusschen de astronomische verschijnselen en de gebeurtenissen

in het menschelijke leven; iedere planeet bezat eene macht, die met haar voorkomen overeenkwam. Jupiter beheerschte het noodlot der aanzienlijken, en de sterrenwichelaar der middeleeuwen, de overleveringen van zijne voorouders uit de oudheid voortzettende, berekende in zijne eenzame nachtwaken den geheimzinnigen invloed, die door die machtige en verwijderde ster scheen te worden uitgeoefend. Later zullen wij nog gelegenheid hebben, om in eenige bijzonderheden te treden over de sterrenwichelarij en zullen wij zien, dat die schijn-wetenschap nog volgelingen telde tot in de laatste eeuwen.

De schitterende planeet heeft in de nieuwere sterrenkunde den rang weten te behouden, die haar door de ouden reeds was toegekend. De eerste waarnemingen, door eenen kijker gedaan, hebben dadelijk hare grootte doen uitkomen. Hare schijnbare middellijn is gemiddeld 38quot; en wisselt af tusschen 30quot; en 47quot; ; onder de gunstigste omstandigheden is die schijnbare middellijn slechts 39 maal kleiner dan die der maan, zoodat wij met eenen kijker, die 39 malen vergroot, de schijf van Jupiter even groot zien als de maan, met het bloote oog waargenomen. De ware middellijn van Jupiter is, zooals wij reeds boven zagen, 11 maal grooter dan die der aarde (nauwkeurig 11,061), d. i. 141 000 kilometers. Als de planeet bolvormig was, zou haar volume 1350 maal grooter zijn dan dat der aarde; maar de snelheid, waarmede zij om hare as wentelt, is oorzaak, dat zij aan den evenaar zÃ³Ã³ sterk gezwollen, en aan de polen zÃ³Ã³ afgeplat is, dat men dit reeds op het eerste gezicht door eenen astronomischen kijker kan zien; terwijl de afplatting der aarde ongeveer Vsoo is, is die op Jupiter Vn. Hieruit volgt, dat het volume van Jupiter 1279 maal grooter is dan dat der aarde. Hare oppervlakte is 122 maal grooter dan die van onze planeet.

Men zal zich, na hetgeen wij vroeger over de grootte van de zon besproken hebben, een denkbeeld kunnen vormen van de grootte van Jupiter, indien wij mededeelen, dat de middellijn dier planeet

slechts tienmaal kleiner is dan die der zon. Eene papierstrook, zoo groot als de afstand van de aarde tot de maan, zou nog te klein zijn, om den aequator van Jupiter daarmede te beplakken.

Met Jupiter betreden wij het rijk van de reuzen in het zonnestelsel. Om dit duidelijk te maken, teekenen wij den band, boven aan de volgende bladzijden. Op dien band volgen op elkander van links naar rechts Mercurius, Venus, de aarde. Mars, de kleine planeten, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus, elk op hare betrekkelijke grootte. Een cirkelsegment aan de beide uiteinden van den band doet zien, hoe groot de zon zou zijn, op dezelfde schaal ge-teekend. Alle planeten kunnen dus, zonder elkander in den weg te staan, naast elkander op de zon geplaatst worden.

De massa van Jupiter is met eene bewonderenswaardige nauwkeurigheid bekend. Alle berekeningen leiden tot het resultaat, dat die massa yojj van die der zon bedraagt. Men bepaalt die massa, Ã³f door de beweging der wachters van Jupiter, Ã³f door de storingen, op de kleine planeten, Ã³f door die op de kometen uitgeoefend. Men vindt langs ieder dier wegen, dat Jupiter 310 maal meer weegt dan de aarde. Brengen wij de afplatting in rekening, dan vindt men voor de gemiddelde dichtheid van Jupiter 0,242 (die der aarde = 1 gesteld): dit verschilt niet veel van de dichtheid der zon. Jupiter weegt een derde meer dan een even groote bol van water.

Wij hebben vroeger gezien, hoe men het gewicht, den afstand en de ware grootte der hemellichamen bepaalt; wij behoeven daarop dus niet meer terug te komen. Wij hebben eveneens in het licht gesteld, hoe men de intensiteit der zwaartekracht op de oppervlakte der planeten bepaalt, die niet alleen afhangt van de massa van de planeet, die men beschouwt, maar ook van den afstand van de oppervlakte tot aan het middelpunt. Als de planeet Jupiter even groot was als de aarde, maar haar eigen gewicht behield, dan zou de intensiteit der zwaartekracht 310 maal grooter zijn dan hier,

en zou dus i kilogram daar 310 kilogram wegen. Maar nu de middellijn van Jupiter 11 maal grooter is dan die der aarde, vermindert de intensiteit der zwaartekracht in de reden van het vierkant van dat getal, of van 121 : 1 (juister is 122, want 11,06 X 11,06 = 122). Indien wij 310 door 122 deelen, verkrijgen wij 2,5. Wij weten dus, dat de intensiteit der zwaartekracht op Jupiter 2¹/2 maal sterker is dan op aarde. Een voorwerp van 100 kilogram weegt daar dus 250 kilogram. Een steen, van eenen toren afvallende, zoude in de eerste secunde 12 meters afleggen.

Op Jupiter bestaan dus de voorwerpen uit stoffen, die minder dicht zijn dan die op aarde, maar de planeet Jupiter trekt ze sterker aan; van daar, dat zij zwaarder zijn, dat wil zeggen : sterker naar het middelpunt getrokken worden. Dit is juist het omgekeerde van wat wij bij Mercurius hebben gevonden. Het gewicht van eenen kanonskogel van twintig kilogram is dus betrekkelijk, zooals elk gewicht in het heelal; op Ã©Ã©ne der kleine planeten is die kogel eene veer; op de zon is hij een massieve ijzeren berg, die niet te verwrikken is; op de Ã©Ã©ne plaats brengt hij verwoesting, op eene andere plaats is hij een stuk speelgoed. En dan nog te willen beweren, dat het geheele heelal op onze leest geschoeid is!

Jupiter beweegt zich om de zon op eenen afstand van 768 mil-lioen kilometers, dat is dus op eenen afstand, vijfmaal grooter dan de zonsafstand der aarde, in eene baan, die zij in 4332 dagen of in 11 jaren, 10 maanden en 17 dagen doorloopt. Na gemiddeld 399 dagen is Jupiter in oppositie met de zon; in dien tijd heeft de planeet 278 dagen eene vooruitgaande en 121 dagen eene teruggaande beweging.

Als de planeet Jupiter in oppositie is met de zon, komt zij des middernachts in den meridiaan en staat zij statig in het zuiden als eene glinsterende ster. Zij is dus gemakkelijk te vinden. Alle twaalf jaren keert zij terug tot het punt aan den hemel, waar zij thans schittert. Jaarlijks kan men haar gedurende vier maanden des avonds onder gunstige omstandigheden waarnemen, en wel in de maand, waarin zij in oppositie komt, en in de drie volgende maanden.

Hare loopbaan om de zon is niet cirkelvormig maar elliptisch, met eene excentriciteit van 0,048, waaruit voor hare zonsafstanden kan worden afgeleid:

Er is dus een verschil van 75 millioen kilometers tusschen den afstand van Jupiter tot de zon in het perihelium en in het aphelium. Wij zullen zien, dat dit de eenige oorzaak is van de afwisseling der j'aargetijden op Jupiter.

De planeet beweegt zich om de zon in een vlak, dat weinig met dat der ecliptica verschilt: de helling van de baan van Jupiter ten opzichte van de aardbaan bedraagt slechts i⁰ 18' 41quot;. De ouden hadden deze bijzonderheid reeds opgemerkt, van daar dat zij Jupiter de planeet der ecliptica noemden. Haar perihelium ligt tegenwoordig op 12⁰ van het lentepunt af, in het sterrenbeeld de Visschen, niet ver van de ster Haar laatste doorgang door het perihelium had plaats in 1892. Zij is het laatst door het aphelium gegaan in 1898. Het aphelium en het perihelium, dus ook de geheele lijn der apsiden, verplaatst zich jaarlijks 57quot; over de ecliptica.

De planeet jupitcr ontvangt, daar zij ruim vijf maal verder dan de aarde van de zon verwijderd is, 27 maal minder warmte en licht

van de zon, dan de aarde. Van daar, dat het leven op Jupiter geheel anders moet georganiseerd zijn dan bij ons.

De as van Jupiter maakt met het vlak harer baan eenen hoek van 87Â°, zoodat de helling der as bijna geen invloed heeft op de afwisseling der jaargetijden. De dagen blijven dus gedurende het geheele jaar ongeveer even lang; de zon volbrengt steeds hare schijnbare dagelijksche beweging bijna in het vlak van den aequator van Jupiter; er zijn daar noch tropen noch poolstreken â¢, over de geheele oppervlakte der planeet moet de temperatuur gelijkmatig afnemen van den evenaar naar de polen.

Nog in menig ander opzicht verschilt die planeet van de aarde. Terwijl zij zich langzaam om de zon beweegt, wentelt zij met zulk

eene snelheid om hare as, dat iedere omwenteling plaats heeft in 10 uren. Men heeft daar minder dan 5 uren dag en minder dan 5 uren nacht (1).

Zoodra men Jupiter door eenen kijker waarneemt, trekt het de aandacht, dat die planeet doorploegd is met meer of minder breede strooken, die voornamelijk gelegen zijn in de nabijheid van den aequator. Die strooken maken het karakteristieke uit van Jupiter. Men heeft ze gezien van het eerste oogenblik af, dat men de planeet door kijkers heeft waargenomen; alleen onder zeer bijzondere omstandigheden waren zij niet zichtbaar.

Somtijds ziet men, behalve die witte en grijze strooken, die dikwijls eene gele of oranjekleurige tint hebben, vlekken, die nu eens lichter, dan weder donkerder zijn dan de achtergrond, waartegen zij gelegen zijn; ook neemt men in de strooken somtijds onregelmatigheden, duidelijk zichtbare scheuren waar. Indien men die vlekken op de schijf met aandacht volgt, dan merkt men reeds spoedig op, dat zij zich van het oosten naar het westen verplaatsen, of, indien men de planeet door eenen niet omkeerenden kijker waarneemt, van links naar rechts. Als die vlekken zeer duidelijk zijn, is Ã©Ã©n uur waarneming voldoende, om de verplaatsing aan te toonen.

Die vlekken behooren tot den dampkring van Jupiter. Zij bewegen zich niet evenals de wachters om de planeet heen, met eene snelheid, onafhankelijk van de omwentelingssnelheid, maar zij maken deel uit van de uitgestrekte wolkenlaag, die de planeet omgeeft. Zij zijn evenmin aan de oppervlakte der planeet vast verbonden, zooals het vasteland en de zeeÃ«n van Mars, maar zij zijn bewegelijk evenals de wolken in onzen dampkring.

Wij hebben daar dus te doen met eene wereld, waar de dagen in plaats van 24 uren nog niet ten volle 10 uren duren; tusschen het opkomen en ondergaan der zon verloopen daar slechts 4¹ 47^m; bovendien is gedurende het geheele jaar de nacht nog korter door de schemering. Daar het jaar 12 maal zoo groot is als op aarde_ihebben de bewoners van Jupiter jaren van 10455 dagen!

liet verschil in de resultaten heeft reeds voorlang doen vermoeden, dat de vlekken, uit wier verplaatsing de omwentelingstijd bepaald wordt, wolken zijn, in eenen zeer bewogen dampkring zwevende. Men kan de beweging dier vlekken het best vergelijken met die der passaatwinden, die in de nabijheid van den aequator der aarde waaien.

Reeds in 1665 vond Cassini voor den omwentelingsduur 9Â« 56'quot;. Later vond hij 9¹¹ 55^m 51^s911 511quot;, 911 50H1. Ook de waarnemers van den lateren tijd vonden telkens kleine verschillen in die periode. Het schijnt, dat de oinwentelingsduur van den aequator kleiner is dan die op hoogere breedten.

De omwentelingssnelheid der planeet om hare as is zÃ³Ã³ groot, dat een punt, aan den evenaar gelegen, in iedere secunde eenen weg aflegt van 12450 meters en dus eenen weg, 26 maal grooter, dan een punt van onzen evenaar. De sterke afplatting aan de polen en de strepen op Jupiter zijn er het gevolg van. Aan den aequator zal de middelpuntvliedende kracht het gewicht der lichamen met ¹/i2 verminderen; een voorwerp, dat 12 kilogram weegt aan de polen, weegt slechts 11 kilogram aan den evenaar.

De geestige directeur der sterrenwacht te Weenen, de beroemde Littrcw, kon niet nalaten in zijne Â«Wunder des Himmelsquot; de volgende beschouwing in te lasschen omtrent de bewoners van Jupiter. Â»De snelle afwisseling van licht en duisternis moet op de levenswijze van de bewoners dier planeet van grooten invloed zijn, als zij evenals wij den dag wijden aan hunne bezigheden en hun vermaak, en de nachten aan de rust en den slaap. Als zij dagelijks met hun werk klaar willen komen, dan moeten zij in weinige minuten datgene volbrengen, waaraan wij uren besteden; zij moeten dus eenen bijzonder veerkrachtigen geest en een krachtig gestel bezitten. Hoe weinigen van ons zouden zich er in kunnen schikken, indien de nachten slechts vijf uren duurden. Hoe zouden het de smulpapen onder ons moeten stellen, indien zij binnen vijf uren drie of vier maaltijden moesten nemen. En hoe luide zouden niet de klachten onzer dames zijn over de korte nachten en de nog kortere bals, waar zij wel den dubbelen tijd noodig hebben voor de noodzakelijke voorbereiding van haar toilet? Alleen de astronomen kunnen daar tevreden zijn, als ten minste de dampkring op Jupiter het waarnemen toelaat. De dagelijksche beweging van den sterrenhemel heeft daar veel sneller plaats dan bij ons, zoodat zich de sterren in denzelfden tijd veel meer verplaatsen en dus hare plaatsbepaling veel nauwkeuriger kan zijn. Een slinger van dezelfde lengte als op aarde zal daar in denzelfden tijd meer slingeringen volbrengen dan hier, zoodat zij veel nauwkeuriger dan wij tijdsbepalingen kunnen doen, Ã©Ã©n der gewichtigste factoren der praktische astronomie . . .

Wij kunnen van hier uit wonderlijke veranderingen op Jupiter waarnemen. De karakteristieke strepen, die de planeet doorploegen, veranderen van vorm, helderheid, kleur en breedte. In het algemeen wordt de aequator aangewezen door eenen witten gordel. Aan weerszijden van dien witten gordel (fig. 201) vindt men eene donkere strook, eenigszins donkerrood gekleurd. Aan weerszijden dier

Jupiter beheersclUe het lot van de grootcii der aarde, en de sterrenwichelaar berekend in zijne eenzame nachtwaken den gelieimzinnigen invloed, die door die machtitie,; planeet werd uitgeoefend.

strooken vindt men evenwijdige voren, die beurtelings wit en grijs zijn. De algemeene tint wordt gelijkslachtiger en grijzer, naarmate men de polen nadert, en de poolstreken zelf zijn gewoonlijk blauwachtig gekleurd.

Al is dit het gewone type der planeet, dit type verandert dikwijls zÃ³Ã³zeer,

daarvan een spoor terug te vinden. In plaats van die witte strook, vindt men aan den aequator dikwijls eene donkere strook, en op verschillende breedten Ã©Ã©ne of meer lichte strepen. Nu eens zijn de strooken breed en ver van elkander gelegen, dan weer zijn zij smal en dicht aaneengedrongen. Nu eens zijn de randen ingekorven, dan weer zijn zij volkomen recht. Men heeft witte lichtvlekken boven die strooken zien zweven en ook somtijds lichte ronde punten, op wachters gelijkende, somtijds heeft men ook schuin over die strooken donkere strepen gezien, die eenen tijd lang bleven bestaan.

Het is mogelijk, dat al die veranderingen in den dampkring van Jupiter plaats vinden, zonder dat de planeet zelf aan die veranderingen deelneemt. Wij kunnen de oppervlakte der planeten slechts zelden zien door de lichte plekken heen.

Opdat men zich gemakkelijk rekenschap kunne geven van de veranderingen in den dampkring van Jupiter, kiezen wij (fig. 202) twaalf teekeningen der planeet, vervaardigd ieder in een verschillend jaar van 1868â1879, d. i. in eene periode van Ã©Ã©n Jupiter-jaar; daarnaast (fig. 203) geven wij twaalf teekeningen der planeet in hetzelfde jaar, om de snelle veranderingen te doen uitkomen. De laatste twaalf teekeningen zijn alle in April 1874 vervaardigd. Het zuiden is boven, het noorden beneden geplaatst, zooals men de hemellichamen door eenen omkeerenden kijker ziet. Men ziet hieruit.

dat het voorkomen der planeet niet alleen van jaar tot jaar, maar zelfs van dag tot dag verandert. Somtijds verlengt zich eene wolk binnen drie tot vier uren zoozeer, dat zij eene geheele parallel beslaat ; enkele malen verandert het geheele uiterlijk der planeet in Ã©Ã©nen dag; ook gebeurt het wel, dat men in weken tijds geene merkbare verandering waarneemt.

Die veranderingen kunnen niet het gevolg zijn van de zonnewarmte, daar Jupiter geene afwisseling van jaargetijden heeft en in de geheele periode van Ã©Ã©n Jupiterjaar de temperatuursveranderingen, door de zon veroorzaakt, niet grooter kunnen zijn, dan die, welke wij ondervinden in de 14 dagen vÃ³Ã³r en na de nachteveningen. Bovendien zouden zich veranderingen, die het gevolg zijn van de excentriciteit der baan, alleen van zes tot zes jaren openbaren. Het is dus zeker, dat die langzame en zwakke werking de snelle en groote veranderingen in den dampkring van Jupiter niet kan teweegbrengen.

Men heeft vroeger gemeend, dat de temperatuur van de oppervlakte van Jupiter lager moet zijn dan die van onzen dampkring, omdat die planeet veel verder van de zon verwijderd is. Doch het bestaan van den waterdamp, die in verzadigden toestand in den dampkring van Jupiter aanwezig is, en de ontzaglijke bewegingen,

die wij van hier uit kunnen waarnemen, maken het waarschijnlijk, dat Jupiter warmer is dan de aarde. De oppervlakte der planeet moet warmer zijn dan de zon haar kan maken. Misschien zijn er vulkanen en dampbronnen; misschien speelt de elec-triciteit daar eene groote rol; misschien ook wordt de atmosfeer der planeet van tijd tot tijd door een schitterend noorderlicht bestraald.

Fig. 204. â Jupiter, den 28*1=quot; Januari 1873, p-jg ₂₀^ _stel_{t eene tee}.

kening voor, den 28^sten Januari 1873 door lacchini te Palermo vervaardigd. Men zag toen de groote f vormige vlek op eenen

lichtrooden achtergrond. Van 1870 tot 1873 was de geheele schijf van de planeet sterk gekleurd; dit viel juist samen met eene periode, waarin op aarde bijzonder dikwijls het noorderlicht werd waargenomen. De dampkring van Jupiter moet tengevolge der groote intensiteit van de zwaartekracht in de onderste luchtlagen zeer dicht zijn; de spectraalanalyse heeft geleerd, dat daar evenzeer als op aarde waterdamp aanwezig is; er schijnen op Jupiter bovendien nog enkele stoffen te zijn, die op aarde niet voorkomen. De deelen, die ons donker voorkomen, zijn dieper dan de lichte; het zonnelicht dringt daar dieper in door, en veroorzaakt daar sterkere veranderingen. De witte strooken en de witte vlekken op Jupiter zijn de hoogste wolken van den dampkring der planeet. De donkere streken, die gewoonlijk kastanjebruin en enkele malen roodachtig getint zijn, stellen de oppervlakte der planeet of de lagere dampkringslagen voor.

Er moet in den gordel bij den aequator der planeet voortdurend een krachtige wind waaien van 400 kilometers in het uur. De wolken aan den evenaar volbrengen hare wenteling in korter tijd dan op hoogere breedte.

Uit het voorgaande volgt, dat, terwijl Mars, Venus en Mercurius min of meer met de aarde overeenkomen, dit met Jupiter niet het geval is. Daar moeten de moleculaire krachten, de electrici-teit, de warmte, onder geheel andere omstandigheden werken als op de vier zooeven genoemde planeten. Dit is zeker, dat de dampkring der planeet veel sterkere veranderingen ondergaat, dan die, welke door de zonnewarmte kunnen veroorzaakt worden; dat die dampkring zeer hoog is, en eene verbazende drukking uitoefent, en dat de oppervlakte der planeet nog niet in dien toestand van vastheid en onveranderlijkheid is gekomen, waarin de aarde thans verkeert. Het is waarschijnlijk, dat de planeet Jupiter, hoewel ouder dan de aarde, door haar groot volume en hare groote massa nog lang na deze hare oorspronkelijke warmte heeft behouden. Is die eigen warmte van Jupiter voldoende, om elke openbaring van organisch leven te beletten, en is de planeet nog thans in den toestand van eene donkere en warme zon, die geheel vloeibaar of nog nauwelijks met eene dunne vaste korst bedekt is, zooals onze aarde geweest is, vÃ³Ã³rdat het leven op hare oppervlakte ontstond (1) ? Of is zij in dien toestand gekomen, waarin onze aarde geweest is in

(1) Dat de planeet Jupiter niet meer lichtgevend is, volgt hieruit, dat hare wachters in haren schaduwkegel verdwijnen, en dan geen licht meer van haar ontvangen.

het primaire tijdvak, toen het leven zich onder de vreemdste vormen begon te openbaren te midden der woelingen en stormen van eene in wording zijnde wereld? Wie zal hierop thans reeds een antwoord durven geven?

vijf wachters. Zoodra Galilei (den 17^clen Januari 161 o) zijnen kijker op de planeet richtte had hij de voldoening, viei dier wachters te ontdekken, die hij eerst voor vaste sterren aanzag, maar waarvan het hem spoedig bleek, dat zij bij Jupiter zelf behoorden. Hij zag, dat zij beurtelings de planeet naderden, zich daarvan verwijderden, achter haar verdwenen, vÃ³Ã³r haar heen trokken, en rechts en links schommelden binnen bepaalde afstanden. De vijfde wachter, die het dichtst bij Jupiter staat, werd den 9^clen September 1892 door Barnard

op de sterrenwacht van Mount-Hamilton in CaliforniÃ« ontdekt. Zij beweegt zich om de planeet op eenen afstand van 185000 kilometers en is] alleen door de allergrootste kijkers zichtbaar.

De overige wachters bewegen zich om de planeet op afstanden van 430000,682800, 1088000 en 1914 000 kilometers van het middelpunt der planeet.

Door eenen gewonen kijker gezien, gelijken die vier wachters op kleine sterren, gelegen in eene lijn, door het midden Mer planeet evenwijdig aan de strooken getrokken, en dus ook evenwijdig aan den aequator.

Het geheele systeem is begrepen binnen eenen gezichtshoek, die ²/3 is van de schijnbare middellijn der maan. Indien men deze dus met haar middelpunt op het middelpunt van Jupiter plaatste, dan zouden niet alleen alle wachters door de maan bedekt worden, maar zelfs zou de buitenste wachter nog een heel eind van den rand der maan verwijderd zijn.

De vier genoemde wachters wentelen om Jupiter heen in banen, die in fig. 206 worden voorgesteld op eene schaal van 1 millimeter voor Ã©Ã©nen Jupiterstraal. Het vlak dier banen is niet loodrecht op de lijn, die ons oog met Jupiter vereenigt, zoodat wij die banen steeds van ter zijde zien; dat vlak valt evenals de aequator van Jupiter bijna met de ecliptica samen, zoodat wij de wachters alleen rechts en links van Jupiter zien schommelen en nooit boven of onder de planeet. Het is alsof wij, om de vorige figuur te zien, de bladzijde niet vÃ³Ã³r ons namen, maar wij langs den rand van het papier de figuur beschouwden. Wij geven hier eenige gegevens omtrent die wachters (1).

I. Io . . . 5.93 430000 1lt;118quot;27Â«gt;'84- 4,27 1,02quot; 0,32 0,027 3800 0,000020 0,000017 0,198 TI. Europa . 9,44 G82 800 3 13 13 43 8,58 0,01quot; 0,27 0,024 3300 0,000014 0,000023 0,874

III. Ganymedes 15,0(1 1088 000 7 3 42 33 17,29 1,49quot; 0,47 0,040 .^r)800 0,000000 0,000088 0,32')

IV. Callisto . 26,49 1 914 000 IC) 16 32 11 40,43 1,27quot; 0,33 0,034 4400 0,000039 0,000042 0,203

overige wachters van Jupiter, grooter is dan de kleine planeten, maar zijn volume is bijna het dubbele van dat van Mercurius en is ²/3 van dat van Mars. Hij heeft vijfmaal grooter volume dan de maan (i).

De gezamenlijke massa der vier wachters is het 6ooo^stc gedeelte van die van Jupiter, het volume het 76oo^ste gedeelte. Hunne dichtheid is grooter dan die der planeet. De intensiteit der zwaartekracht is daar zeer gering.

VÃ³Ã³r de ontdekking der kijkers had men de wachters van Jupiter nooit gezien; toch kunnen enkele waarnemers met uitstekende oogen ze met het bloote oog onderscheiden.

Jupiter werpt naar de zijde, van de zon afgekeerd, eenen schaduw-kegel, waarin de wachters van tijd tot tijd intreden, zoodat die wachters van tijd tot tijd verduisterd worden. Daar de planeet Jupiter veel grooter is dan de aarde en daarenboven veel verder van de zon verwijderd is, is de lengte van haren schaduwkegel veel grooter dan die van de aarde; hij is 89 millioen kilometers lang, zoodat hij zich ver buiten de baan van den vierden wachter uitstrekt. Hieruit volgt, dat de doorsnede van den schaduwkegel, op de plaatsen, waar de wachters er door heengaan, bijna even groot is als de planeet zelf; van daar, dat het verschijnsel van de verduisteringen

dier wachters veel meer voorkomt dan dat der maansverduisteringen. De drie eerste der vier vroeger bekende wachters treden bij iedere omwenteling in den schaduwkegel; de vierde kan eenen enkelen keer boven of onder den schaduwkegel heengaan. De verduisteringen van de wachters van Jupiter dienen voor het bepalen dei-lengte op zee; het zijn verschijnselen aan den hemel, die tegelijkertijd op een groot aantal plaatsen van de oppervlakte der aarde kunnen worden waargenomen, zoodat daardoor de tijd en dus ook de lengte bepaald kan worden.

Als de wachters van Jupiter tusschen de planeet en de zon komen, werpen zij schaduw op de planeet, en veroorzaken zij daar zoneclipsen, die wij van hieruit kunnen waarnemen.

Tusschen de bewegingen der drie genoemde wachters bestaat eene bijzondere betrekking, die tengevolge heeft, dat deze drie wachters nooit tegelijk verduisterd kunnen zijn; als de tweede en derde tegelijk verduisterd zijn, is de eerste voor Jupiter in conjunctie met de zon; indien beide vÃ³Ã³r Jupiter heengaan, zoodat zij tegelijkertijd zonsverduisteringen op Jupiter veroorzaken, is de eerste wachter in oppositie met de zon, dat wil zeggen, zelf verduisterd (1).

(1) Somtijds verdwijnen de vier wachters gelijktijdig voor ons, als enkele verduisterd of bedekt zijn, en andere op de lichtende schijf van Jupiter geprojecteerd zijn. Dit is onder andere waargenomen;

Tusschen de 3'^ en 4^de waarneming zijn er 24 jaren min 38 dagen verloopen, tusschen de S'ie en 6''quot; waarneming 24 jaren min 37 dagen. Het verschil van Ã©Ã©nen dag is het gevolg van de uren. De nauwkeurige periode is 1867, 6377 â 1843, 7393 = 23, 8984 jaren.

de derde wachter ging vÃ³Ã³r de schijf heen en de drie andere achter haar langs. Die periode omvat 523 omwentelingen van den vierden

Wat de grootte betreft, is de volgorde, van den grootsten af gerekend, III, IV, I, II. Somtijds schijnt de eerste iets kleiner te zijn dan de tweede.

kunnen daaruit dus de volgende datums afleiden voor dat gelijktijdig onzichtbaar worden :

Den 2i^^t,2ⁿ Augustus 1867 was de tweede wachter achter Jupiter, en waren de drie andere er vÃ³Ã³r. Den 22^squot;^:quot; Maart 1874 had het omgekeerde verschijnsel plaats. Den ijJen October 1883 was de eerste achter Jupiter, en waren do drie andere er vÃ³Ã³r. Van 15 Maart 1611 tot 23 Mei 1802 is 191,190 per jaar. Het achtste deel is 23,8984. Van 1826,287 tot 1874,219 is 47,932. De helft is 23,866.

(1) Eene waarneming van 25 Maart 1874 maakt het waarschijnlijk, dat de wachters door eenen dampkring omgeven zijn. Men zag toen eerst eene volkomen zwarte en scherp begrensde vlek op korten afstand van den oostelijken rand der planeet, die prachtig uitkwam tegen den witten achtergrond eener breede lichtstrook.

Onder die zwarte ronde vlek en bijna daarmede in aanraking, onderscheidde men eene tweede, even rond, maar niet zwart als de vorige: zij was grijs en iets kleiner, maar kwam toch goed uit op donzelfden witten achtergrond.

Maar tevens was eene derde vlek zichtbaar, rechts van de beide andere gelegen en iets meer

noordelijk, in de nabijheid van den middelsten meridiaan, nu niet zichtbaar op den witten achtergrond, maar op de noordelijke grijze strook. Zij was minder scherp dan de beide vorige, moeilijk waar te nemen, en nauwelijks donkerder dan de grijze strook, waarop zij lag. Zij scheen iets minder donker dan de tweede, door den meer donkeren achtergrond. Na enkele minuten zag men die drie vlekken zich over de schijf naar het westen verplaatsen. In bovenstaande tee-keningen is Jupiter geteekend met eene tusschenruimte van Iquot; 42m. De zwarte vlek n''. 1, is de schaduw van den derden wachter, de grijze vlek 11Â°. 2 is de schaduw van den tweeden; de S¹'quot; lek is de derde wachter zelf. De tweede wachter (n⁰. 4) werd eerst zichtbaar op het oogenblik

De aarde is, van Jupiter gezien, een lichtend punt, dat heen en weer schommelt in de nabijheid der zon, waarvan zij zich nooit verder dan 12Â° verwijdert. Zij is dus alleen zichtbaar des ochtends en des avonds, nog korter dan Mercurius voor ons; zij kan zeer moeilijk met het bloote oog gezien worden, maar vertoont door kijkers het beeld van de maan in iiare kwartierstanden. De astronomen op Jupiter zullen de aarde het gemakkelijkst ontdekken, als zij langs de zonneschijf heengaat, zooals wij getracht hebben Vulcanus te ontdekken. Als eens op Jupiter zou verteld worden, dat de bewoners dier donkere stip beweren, dat het geheele heelal voor hen geschapen is, dan is het waarschijnlijk, dat zij in een homerisch gelach zouden uitbarsten, zÃ³Ã³ luid, dat wij het van hier zouden kunnen hooren.

Des nachts vertoont zich de sterrenhemel, van Jupiter gezien, wat de sterrenbeelden betreft, op dezelfde wijze als bij ons. Ook daar schitteren Orion, de Groote Beer, Pegasus, Andromeda, de Tweelingen en alle andere sterrenbeelden evenzeer als de diamanten aan onzen hemel: Sirius, Wega, Capella, Procyon, Rigel en hunne mededingers. De 780 millioen kilometers, die ons van Jupiter scheiden, veranderen daaraan niets. Maar het opmerkelijkst aan den sterrenhemel zijn die vijf manen, die ieder eene verschillende beweging hebben. De meest nabijzijnde beweegt zich aan het sterrendak met eene verbazende snelheid voort en veroorzaakt dagelijks, voor de plaatsen aan den evenaar gelegen, eenige totale zoneclipsen. De vier binnenste manen worden bij iedere omwenteling verduisterd, juist op het oogenblik, waarop zij vol zouden zijn. De vijfde alleen wordt wel eens vol gezien.

Men hoort wel eens beweren, dat die manen Jupiter bijzonder moeten verlichten en wel betrekkelijk vier maal sterker dan wij door onze maan verlicht worden, zoodat zij als het ware te gemoet komen aan de zwakte van het licht, dat de planeet van de zon

van uittreden, waarschijnlijk tengevolge van het geringe licht van den rand der planeet in vergelijking met het geheel.

De derde wachter, die gewoonlijk, als hij langs de planeet gaat, wit schijnt, evenals de overige, was dus nog donkerder dan de grijze strook, waartegen hij gezien werd. Jlij was bijna even donker als de schaduw van den tweeden wachter. Uit het verschil in glans van die wachters volgt, dat de grond oneffen is als die der aarde, en dat zij omgeven wordt door eenen veranderlijken dampkring.

In den laatsten tijd word door enkele sterrenkundigen beweerd, dat uit hunne metingen blijkt dat de vier oude wachters eene meer of minder eivormige gedaante hebben.

ontvangt. Dit is echter onjuist. Wel bedekken de vijf wachters een grooter deel van den hemel dan onze maan, maar zij kaatsen het licht terug van eene zon, die eene 27 maal kleinere oppervlakte schijnt te hebben dan de onze; het totale teruggekaatste licht is slechts ¹/io van het licht van volle maan, daarbij nog aangenomen, dat de oppervlakten dier manen evengoed het licht terugkaatsen als onze maan, hetgeen voor den vijfden wachter zeker niet het geval is.

De bewoners van de wachters moeten een schitterend schouwspel zien, als zij Jupiter aan den hemel waarnemen. Van den eersten wachter gezien, moet die planeet zich voordoen als eene schijf van meer dan 50 graden middellijn, zoodat haar oppervlak tien duizend maal grooter schijnt dan dat van volle maan! Dat oppervlak is doorsneden door breede strooken; verbazend groote wolken drijven daarover heen, verschillende prachtige kleuren verspreiden haar licht. Voeg daarbij de vier andere wachters, van den eersten uit gezien, en gij hebt een nachtelijk tafereel, waarvan geen enkele nacht op aarde een denkbeeld kan geven.

Zoo is de toestand dier planeet, wat hare innerlijke eigenschappen betreft en als waarnemingsplaats van het heelal. Wij zullen, waar het geldt bespiegelingen te houden over hare tegenwoordige of toekomstige bewoners, het voorbeeld van Whewell niet volgen, die uit de geringe dichtheid der planeet meende te moeten afleiden, dat die bewoners geleiachtige schepselen moesten zijn, als de me-dusen, die aan het strand der zee drijven; evenmin zullen wij Wolf navolgen, die meende, dat de oogen der Jupiterbewoners om het zwakke licht der planeet drie maal grooter moesten zijn, dan de onze en dat hun lichaamsbouw daarmede in overeenstemming moest zijn, zoodat zij juist dezelfde gestalte moesten hebben als Og, koning van Bazan. Nog minder zullen wij ons bezig houden met de redeneeringen van eenen Amerikaanschen romanschrijver, die beweert, dat, omdat de spierkracht evenredig is met het vierkant van de doorsnede der spieren, en het gewicht evenredig met de derde macht van de hoogte, de bewoners van Jupiter om hun gewicht niet grooter kunnen zijn dan Tom-Pouce. Wij kunnen niet genoeg herhalen, dat wij de bewoners der andere hemellichamen niet naar onze bekrompen opvattingen mogen beoordeelen. De natuur is vruchtbaar genoeg, om alle werelden op haren tijd te bevolken met wezens, in overeenstemming met de plaats, die zij in het heelal innemen.

Wij komen thans aan de oude grens van het zonnestelsel, in het rijk van Saturnus, den god van den tijd en het noodlot, die van de oudste tijden af tot aan het einde der vorige eeuw geacht werd aan het uiteinde van het zonnestelsel te staan. Nog ten tijde van Copernicus, Galilei en Newton was Saturnus de uiterste planeet; in het midden der vorige eeuw. meende Bailly nog een hoog denkbeeld te geven van de uitgestrektheid van het zonnestelsel, dooiden afstand van Saturnus te schatten op 218 000 maal den straal der aarde, of op 1308 millioen kilometers, en te beweren, dat de vaste sterren niet veel verder verwijderd waren. De afstand van Saturnus was bijna juist, daar deze 1420 millioen kilometers bedraagt; maar in 1781 heeft de ontdekking van Uranus den grenspaal tot op 2932 millioen kilometers verplaatst; in 1846 heeft de ontdekking van Neptunus dien tot op meer dan 4 milliard kilometers teruggezet, . . . . en zooals wij reeds vroeger zagen, de meest nabijzijnde vaste ster 9000 maal verder van ons verwijderd dan Neptunus.

De menschelijke geest heeft stap voor stap het licht gevolgd, dat Urania's fakkel door de oneindige ruimte verspreidde. Het was reeds een groote vooruitgang op de oudheid en de middeleeuwen, zich een zonnestelsel en zelfs een heelal te durven voorstellen, met eene middellijn van eenige milliarden kilometers.

Ten tijde van Homerus en Hesiodus meende men nog, dat het geheele heelal was uitgemeten met het aambeeld van Vulcanus, dat negen dagen en negen nachten zonde doorgevallen zijn, voordat het de aarde bereikt had, en evenveel tijd om van de aarde naar de onderwereld af te dalen. In dien tijd zou echter slechts een weg van 575 000 kilometers zijn afgelegd, dat is dus niet veel meer dan de afstand van de maan tot de aarde (1).

(1) Men kan den tijd, waarin een wachter op de planeet neervalt, gemakkelijk vinden, door zijnen omloopstijd te deelen door \/32.

De omloopstijd van eenen wachter, die in 9 dagen op de planeet zou neervallen, is dan

Saturnus schijnt aan den hemel als eene ster van de eerste grootte, maar veel minder schitterend dan Venus, Jupiter, Mars en Mercurius. De planeet is eenigszins loodkleurig. Die eigenaardige kleur, verbonden met de traagheid van haren gang, was de oorzaak, dat de ouden haar eene onheilbrengende werking toeschreven. Saturnus werd als de ernstigste der sterren beschouwd, als een onttroonde

en verbannen god. De Sabbathdag was aan die planeet gewijd. Gedurende al de eeuwen, dat de sterrenwichelarij bloeide, werden

9 X \/32 = 50,91 dagen. De maan is gemiddeld 60,27 aardstralen van liet middelpunt der aarde verwijderd, dus volgt uit tie derde wet van Keppler, dat een wachter, die in 9 dagen op

de planeet zou neerkomen, op eenen afstand x moet liggen, zoodanig dat â-,^7, = _6o waaruit

volgt x = 91,4 aardstralen = 581870 kilometers. De afstand van dien wachter tot aan de oppervlakte der aarde is dus 581870 â 6370 (straal der aarde) = 575500 kilometers.

de mensch en de aarde als het middelpunt en het doel der schepping beschouwd, en oefende iedere planeet haren invloed uit op het lot van de menschheid. De planeet Saturnus, de onheilspellende, stond in verband met de grootste smarten; door haar sprak de stem van het noodlot. Hij, die onder het teeken van Jupiter geboren was, werd beroemd en verwierf zich een schitterend fortuin en on verwelkbaren roem. Mars was de planeet van den oorlog, Mercurius bevorderde de schoone kunsten. Zij, die onder het teeken van Venus geboren waren, behoorden tot de gelukkigsten der stervelingen.

Opmerkelijk is het, dat er bepaalde regels bestonden, die de astroloog slechts had te volgen, om den ge vraagden horoskoop te trekken. Alle bedrijven en rangen in de maatschappij waren gerangschikt. Als voorbeeld geven wij een uittreksel uit een boek over astrologie uit den tijd van Lodewijk XIII:

âIn liet eerste teeken van den dierenriem maakt jupiter bisschoppen, prefecten, edelen, rechters, wijsgeeren, geleerden, kooplieden, bankiers Mars maakt krijgslieden, twistzoekers, moordenaars, doctoren, barbiers, slachters, goudsmeden, koks, bakkers, en allen, die hun beroep door middel van vuur uitoefenen. Venus maakt de koninginnen en schooncn, apothekers, kleermakers speel-goedmakers. lakenkoopers, spelers, kolÃ¯iehuisbe/.oekers, dobbelaars, wellustelingen en roovers. Mercurius maakt geestelijken, sterrenwichelaars, wiskundigen, l.atijnschu schrijvers, schilders, instrumentmakers. De lieden, onder Mars staande, zijn ruw en twistziek, lastig, vermetel en gewoon het publiek te bedriegen, veelvraten, sterk, heerschzuchtig, met bloedige oogen, roode haren, zonder genegenheid voor hunne vrienden . . . .quot;

Dit weinige is voldoende. In dien tijd geloofde men aan den duivel, aan toovenaars, aan de zwarte kunst, en de menschelijke gerechtigheid heeft dan ook, niet minder dan de inquisitie, arme on-noozelen levend verbrand, gepijnigd, opgehangen, onthoofd, gevierendeeld en geradbraakt, die geene andere misdaad op hun geweten hadden, dan dat zij het slachtoffer waren van hunne dwaze verbeelding en van de verkeerde grondslagen der maatschappij. De moeder van Keppler was op het punt ter dood gebracht te worden, omdat Ã©Ã©ne harer tantes als tooverheks verbrand was, en zij nooit lachte en de menschen niet aankeek. Keppler zelf geloofde ook aan de sterrenwichelarij, en trok dan ook den horoskoop van een aantal groote mannen, onder andere dien van Wallenstein, aan wien hij als sterrenwichelaar was toegevoegd. Uit den horoskoop van Wallenstein ziet men, dat hij in 1583 geboren is, den 14^tlen September, te 4^U iⁿⁱ 30^s, onder den invloed van Mercurius, die toen op 22⁰ 35' in het sterrenbeeld de Maagd stond, terwijl Saturnus en Jupiter op

19⁰ o' en 22⁰ 43' stonden in het sterrenbeeld de Visschen, Mars in de Weegschaal, Venus in de Schorpioen enz. (1).

De oude meening omtrent Saturnus heeft zich zelfs tot op onzen tijd gehandhaafd. De wonderlijke ring, die de planeet omringt, heeft hare geheimzinnigheid nog doen toenemen.

De oudste astronomische waarneming, die; omtrent Saturnus tot ons is gekomen, dagteekent van het jaar 228 v. C. De planeet beweegt zich in ruim 29 jaren om de zon ; van daar, dat wij haar van de aarde uit gezien, in dien tijd 29 malen zien stilstaan en achteruitgaan. Zij komt telkens na 1 jaar en 13 dagen in oppositie met de zon. Op die tijdstippen van oppositie en de drie volgende maanden is zij het gemakkelijkst waar te nemen. Zij schittert dan als eene ster van de eerste grootte. Haar juiste omloopstijd is 29 jaren, 5 maanden en 16 dagen; zij beweegt zich in een vlak, dat met de ecliptica eenen hoek maakt van 2⁰ 30'. De excentriciteit der loopbaan is 0,056, waaruit volgt:

Het verschil in den zonsafstand van Saturnus in het perihelium en in het aphelium bedraagt meer dan de zonsafstand der aarde. Het perihelium heeft eene lengte van ruim 90Â°; het ligt dus bijna juist

(1) Als historische curiositeit geven wij hier twee teekeningen; de eerste, uit de I5^t,e eeuw, is ontleend aan een werk van den alchimist Basilius Valentinus ; zij stelt eenen stervende voor,

op wiens lichaam eene raaf geplaatst is, (een ongunstig voorteeken), en uit wiens mond twee zielen opstijgen. De zon, de maan en de vijf planeten worden aan den hemel gezien. Saturnus is zwart. De andere teekening is een met sterren voorziene ring, ontleend aan den Ãac-lyliotheek van Abraham Gerlaeus (Antwerpen 1609); indien men den schrijver gelooven mag, dagteekent die ring uit den Romeinschen tijd ; is dit het geval, dan zijn de teekens der planeten veel ouder dan wij gezegd hebben (blz. 339). Reeds lang vÃ³Ã³r Geber, den eersten schrijver over scheikunde, dus lang vdÃ³r de achtste eeuw, waren de zeven oude metalen gewijd aan de zeven planeten, waarvan zij de namen en teekens droegen.

De planeet Saturnus, de onheilspellende, stond in verband met de grootste smarten.

in het zomersolstitium, bij de ster gt;? van het sterrenbeeld de Twee-lingen; het aphelium ligt op eene lengte van 270quot; tusschen de sterren Â£ en A van de Schutter, de planeet stond daar in Januari 1871. In September 1885 stond de planeet in het perihelium. De lengte van het perihelium verandert jaarlijks Ã©Ã©ne minuut.

De schijnbare middellijn van Saturnus is gemiddeld 17,5quot; (n verandert van 15quot; tot 20quot;. Op den zonsafstand der aarde zou die middellijn 4,77quot; bedragen. 1 lieruit volgt, dat dc; planeet cene middellijn heeft, die 9,299 maal zoo groot is als die der aarde. Saturnus is nog sterker aan de polen afgeplat dan Jupiter. De afplatting is ^ en overtreft die van elke bekende planeet. De aequator van Saturnus is bijna 400 000 kilometers lang.

De oppervlakte van Saturnus is 80 maal zoo groot als die der aarde. Het volume van Saturnus, dat 804 maal zoo groot zou zijn als dat der aarde, als de planeet niet afgeplat was, is 719 maal grooter dan onze aarde, en ³/5 van het volume van Jupiter.

De middelpuntvliedende kracht vermindert het gewicht der voorwerpen met VÃ¶- Terwijl de intensiteit der zwaartekracht aan de polen der planeet grooter is dan op aarde, is deze aan den evenaar kleiner. Terwijl de valruimte in de eerste secunde op aarde 4,9 meters is, is deze aan de polen van Saturnus 5,34 en aan den aequator 4,51 meters. Als Saturnus 2^2 maal sneller wentelde, zouden de lichamen aan den aequator van Saturnus geen gewicht hebben. Daar komt nog bij, dat de aantrekking van den ring het gewicht aanmerkelijk vermindert; tusschen den binnensten ring en de planeet moet een gordel zijn, waar de lichamen onder den invloed der aantrekkende krachten van de planeet en den ring in evenwicht zijn. Op aarde, waar de afplatting V^o bedraagt, zou de omwentelingssnelheid 17 maal grooter moeten zijn, opdat aan den evenaar de lichamen lt;reen gewicht hadden.

Saturnus vertoont evenals Jupiter door den kijker strepen, die moeilijker te herkennen zijn dan die van Jupiter en die eene gebogen gedaante hebben, waaruit reeds dadelijk volgt, dat de as der planeet ten opzichte van het vlak harer loopbaan helt. Men kan alleen door middel van uitstekende instrumenten de onregelmatigheden in de lichtstrepen waarnemen. W. Herschel heeft daaruit echter reeds in 1793 den omwentelingstijd der planeet om hare as afgeleid. Hij vond daarvoor io^u iÃ³^m. In 1876 heeft Hall te Washington door middel van zijnen reuzenkijker eene heldere vlek op den aequator

der planeet gezien. Dadelijk werd hiervan aan de verschillende astronomen kennis gegeven, en uit een groot aantal waarnemingen heeft men afgeleid, dat de omwentelingstijd bedraagt io^u i4^m. Het jaar bevat dus op die planeet 25000 dagen!

De as van Saturnus maakt met het vlak der loopbaan eenen hoek van 64Â° 18'. De helling der ecliptica is daar dus 25⁰ 42'. Die helling verschilt weinig met die der aarde; wij kunnen hieruit afleiden, dat de jaargetijden op Saturnus, al duren zij ook ieder meer dan 7 jaren, weinig van de onze moeten verschillen. Men heeft ook daar tropen, poolstreken en gematigde luchtstreken. Aan de polen blijft de zon 14 jaren en 8 maanden onder den horizon.

Daar Saturnus bijna tien maal verder van de zon verwijderd is dan de aarde, ziet men daar de zon onder eene bijna tien maal kleinere middellijn en ontvangt men daar 90 maal minder licht en warmte.

Nauwelijks waren de eerste kijkers uitgevonden, of GalileÃ¯ zag reeds iets vreemds aan Saturnus; het scheen hem toe, alsof hij aan weerszijden der planeet twee kogels zag. Hij noemde daarom Saturnus driedubbel en kondigde die ontdekking aan in het volgende letterraadsel:

Keppler zocht te vergeefs naar de oplossing van dit raadsel; Galilei gaf de oplossing, door de letters, die door elkander geworpen waren, weder in de behoorlijke volgorde te plaatsen. De oplossing luidt:

ring te ontdekken. Hij werd dan ook door de omstandigheden niet zeer begunstigd. In 1612, toen GalileÃ¯ zijne waarnemingen op Sa-turnus verrichtte, werd de ring van uit de aarde van ter zijde gezien; in dien stand is hij voor ons uiterst moeilijk te zien tengevolge zijner geringe dikte. Toen hij dan ook op zekeren avond aan geene van beide zijden der planeet iets bijzonders kon zien, op de plaats, waar hij eenige maanden te voren de twee lichtende voorwerpen had waargenomen, werd hij geheel ontmoedigd, en ging hij

er zelfs aan twijfelen, of niet de glazen van zijnen kijker hem in eenen valschen waan gebracht hadden. Huygens is de eerste, die in 1659 inderdaad den ring ontdekte. Ook hij verborg zijne ontdekking in een letterraadsel, waarvan de oplossing is:

(Zij wordt omgeven door eenen dunnen ring, die nergens aan de planeet bevestigd is, en ten opzichte van de ecliptica helt).

In 1662 werd voor het eerst de schaduw van Saturnus op den ring gezien. In 1666 zag Hooke, dat de ring lichter was dan de planeet. In 1675 zag Cassini, dat de ring over zijne geheele lengte uit twee deelen bestond, waarvan het binnenste gedeelte licht, het

buitenste donker was. Op het einde der vorige eeuw ontdekte William Herschel, dat er twee geheel van elkander onafhankelijke ringen waren, gescheiden door eene zwarte strook. In 1837 zag Encke, dat de buitenste ring in tweeÃ«n gedeeld was door eene smalle zwarte lijn; in 1838 zag de Vico twee dergelijke strooken op den binnensten rand, hetgeen dus een totaal maakt van vijf ringen, gescheiden door vier donkere tusschenruimten. Sedert hebben anderen nog meer afdeelingen ontdekt.

Het vlak der ringen maakt met het vlak van de loopbaan dei-planeet eene hoek van 28Â°. Hieruit volgt, dat de ringen voor ons steeds eene meer of mindere gerekte elliptische gedaante moeten

hebben. Uit de schaduw kan men nagaan, dat Saturnus en de ring evenals de aarde door de zon verlicht worden en geen eigen licht bezitten.

Zooals wij zeiden, kunnen wij de ringen nooit in hunne ware, cirkelvormige gedaante zien. Als de ring het meest open is, is de kleinste middellijn nog niet de helft van de grootste.

Fig. 215 en 216 maken duidelijk, hoe de ringen zich op verschillende tijdstippen voordoen. Twee malen in ieder Saturnusjaar, dus ongeveer alle vijftien jaren, zien wij ze zoover mogelijk open; 7¹/2 jaar vÃ³Ã³r of na dat tijdstip zien wij ze van ter zijde; zij verdwijnen tweemaal geheel en al: 1Â° als alleen de zijkanten door de zon verlicht worden; 2quot; als de aarde juist in het vlak der ringen gelegen is, hoe ook het zonlicht op de ringen vallen moge. Door

sterk vergrootende kijkers blijft nog eene enkele smalle lichtstreep te zien. In Juni 1877 was de aarde in het vlak der ringen gekomen, toen verdwenen deze voor den eersten keer; in 1878 verdwenen zij weder, omdat zij alleen aan de zijkanten verlicht werden. De noordelijke kant, die sedert 1862 verlicht was, verloor toen voor vijftien jaren de zon uit het oog, terwijl de zuidelijke kant toen juist begon verlicht te worden (1).

Men ziet in fig. 216 (1877), dat de ring aan de rechter- of westzijde helderder en langer is dan aan de linkerzijde. (In de hier gegeven teekeningen zijn de beelden niet omgekeerd). Deze opmerking is niet nieuw: Saturnus staat niet juist in het midden der ringen; maar gewoonlijk is het verschil zÃ³Ã³ gering, dat men het niet ziet.

De ringen van Saturnus leveren op de tijdstippen, waarop wij ze zoo wijd mogelijk zien, een treffend schouwspel op. Als wij bedenken, dat op die brug de geheele aarde zoude kunnen voortrollen als een kogel, en dat de planeet, die in het midden staat, verscheidene honderden malen grooter is dan onze aarde, dan wordt men zoo gemakkelijk overtuigd van de nietigheid van het ondermaansche.

De ringen zijn niet volkomen vlak, maar bevatten oneffenheden, die zichtbaar worden, zoodra wij de ringen van ter zijde zien, omdat zij schaduw werpen op de planeet. Als het licht der ringen tot eene enkele streep is teruggebracht, ziet men op die streep lichtende knoopen.

De ringen, die eene groote as hebben van 280000 kilometers, en eene kleine as, bijna half zoo groot, zijn slechts tusschen de 60 en 70 kilometers dik! In 1859 heeft de Amerikaansche astronoom Bond door middel van den grooten kijker van Harvard College eenen derden ring binnen de beide vorige waargenomen, welke waarneming door de Engelsche astronomen Dawes en Lassel bevestigd is. Hij is donker en doorschijnend, want men kan er de planeet zelf door heen zien. Die ring was reeds in 1838 door Galle te Berlijn ontdekt, doch die waarneming had de aandacht der sterrenkundigen niet getrokken. In de volgende tabel geven wij de afmetingen der twee voornaamste ringen:

(1) Zooals men ziet, loopen de teekeningen in fig. 216 tot het jaar 1889. Men kan hieruit echter gemakkelijk de wet der verandering ook voor later afleiden. In dit jaar (1899) is de ring weder zoover mogelijk open, en in 1906 zal hij weder verdwijnen.

heid is het grootst aan den buitensten rand, en neemt langzaam af tot aan den binnensten rand, waar het licht somtijds zoo zwak wordt, dat hij moeilijk van den binnensten donkeren rand kan onderscheiden worden.

Uit de waarnemingen der laatste jaren schijnt te blijken, dat de doorschijnende binnenste ring sedert zijne ontdekking in 1850 veranderd is. In plaats van geheel doorschijnend te zijn, zooals in fig. 217 (vervaardigd naar eene teekening van Bond zelf) is, is hij dit alleen nog maar in de binnenste helft; de planeet zelf blijft zichtbaar door het binnenste gedeelte van den sluier, maar wordt flauwer, naarmate wij verder in den ring komen, om aan den buitensten rand van den ring geheel onzichtbaar te worden. Is dit eene werkelijke verandering, of is zij het gevolg van meer nauwkeurige waarneming dan voorheen? Het is moeilijk, hierin uitspraak te doen. Waar echter Bond, Dawes, Lassell, Warren de la Rue en anderen de planeet hebben kunnen volgen onder den grijzen sluier, en daarvan nauwkeurige teekeningen vervaardigd hebben, is het waarschijnlijk, dat werkelijk sedert dien tijd veranderingen hebben plaats gegrepen. Bovendien volgt uit de waarnemingen van Struve, in 1851 gedaan, dat het systeem van Saturnus sedert zijne ontdekking merkwaardige veranderingen heeft ondergaan, daar de binnenste rand der ringen tot de planeet schijnt te naderen en de breedte van het systeem toeneemt; de middelste ring schijnt sneller toe te nemen dan de buitenste. Zullen dus langzamerhand de ringen van Saturnus op de planeet neerkomen ? Jaarlijks schijnt de tusschenruimte tusschen den ring en de planeet 0,013quot; af te nemen, indien men ten minste de volgende metingen vertrouwen mag;

Naar dien maatstaf zou omstreeks het jaar 2150 de ring met de planeet in aanraking komen.

In 1882 was de stand van Saturnus ten opzichte van de zon en de aarde weder ongeveer dezelfde als in 1851. Daarvan heeft Struve gebruik gemaakt, om zijne waarnemingen te herhalen. Het bleek, dat in die 31 jaren de vermindering in afstand 0,12quot; geweest is, dus minder dan men uit vroegere waarnemingen had afgeleid, en dat de breedte van het ringenstelsel is toegenomen. De heldere ring

schijnt zich van de planeet te verwijderen, zooals uit de metingen op de Manora-sterrenwacht schijnt te kunnen worden afgeleid.

Zij kunnen onmogelijk vast zijn. De voortdurende aantrekking der planeet, verbonden met die der acht wachters, zouden ze niet alleen, zoo zij al gevormd waren, uit elkander gerukt moeten hebben, maar zoude reeds te voren die vorming hebben belet.

verschillende deeltjes, die naar gelang van hunnen afstand met verschillende snelheden om Saturnus wentelen (i). Daar men aan den rand der planeet geene straalbreking door den binnensten ring heeft waargenomen, zoo is het zeker, dat de ring niet gasvormig is en de lichtstralen niet door een gas heen gaan. De overige ringen kunnen van denzelfden aard zijn, maar daar kan het aantal dier deeltjes zoo aanzienlijk zijn, dat men door die ringen niet heen kan zien.

(l) Deze theorie, door Maxwell gegeven, is in de laatste jaren bevestigd door de spectro-skopische onderzoekingen van den Anierikaanschen sterrenkundige Keller, die uit de verschuiving van de strepen in het spectrum de omwentelingssnelheid van ieder deel der ringen heeft kunnen bepalen. (Men zie hierover het hoofdstuk over de eigenbeweging der vaste sterren).

wegen, moeten in de beweging der planeet groote storingen teweegbrengen ; misschien is wel het wankelbaar evenwicht, dat zij bestendigen, de oorzaak van het in stand blijven der ringen.

Het wonderlijke ringsysteem, dat wij thans behandeld hebben, kon de eerzucht van Saturnus niet bevredigen. Acht werelden vergezellen bovendien de planeet in haren loop om de zon. Het rijk van Saturnus is 8 millioen kilometers groot. Saturnus is echter zoo ver van ons verwijderd, dat de schijnbare grootte der maan nog meer bedraagt dan het geheele stelsel van Saturnus.

Wij geven hier de acht wachters van Saturnus met hunnen afstand tot aan het middelpunt der planeet en hunnen omwentelings-tijd, in aardsche zonnedagen uitgedrukt:

De drie eerste wachters zijn dichter bij Saturnus gelegen dan de maan bij de aarde. Rekenen wij van de oppervlakte der planeet af, dan is dit zelfs nog voor den vierden wachter het geval. Mimas ligt gemiddeld van de oppervlakte van Saturnus af op 145400 kilometers, Dione op 360 000 kilometers. Mimas is van den uitersten ring slechts op 69 800 kilometers verwijderd.

Fig. 221 stelt het stelsel van Saturnus voor op de schaal van 1 millimeter voor 1 Saturnusstraal.

Onze tabel leert ons, dat Titan het eerst ontdekt is, en wel in 1655 door Huygens. Titan is de helderste der wachters. Huygens zou met zijne kijkers ook andere hebben kunnen ontdekken, indien hij er meer oplettend naar gezocht had; doch hij was evenals zijne tijdgenooten overtuigd, dat er niet meer dan zes wachters in het geheel konden zijn, daar er slechts zes planeten waren.

Men heeft waargenomen, dat de helderheid der wachters periodiek verandert, en daaruit afgeleid, dat zij waarschijnlijk in denzelfden tijd om eene as wentelen, waarin zij zich om de planeten bewegen, zoodat zij evenals de maan met betrekking tot de aarde steeds dezelfde zijde naar de planeet toekeeren. Vooral japetus is in dit op-

zicht merkwaardicr. Hij is, als hij aan de westzijde der planeet staat, bijna even helder als Titan, terwijl hij aan de oostzijde, 7 graden voorbij zijne oppositie, bijna geheel onzichtbaar is. Het is aan geen twijfel onderhevig, dat een gedeelte van den wachter niet in staat is, de zonnestralen terug te kaatsen

Op den verbazenden afstand, waarop de wachters van ons verwijderd zijn, is het moeilijk, hunne afmetingen te bepalen. De voornaamste echter, Titan, komt ons voor als eene ster van de achtste grootte, en schijnt eene middellijn te hebben van ongeveer 3500

kilometers, Hyperion van 330 kilometers. Dit is echter nog niet met voldoende zekerheid bepaald.

De directe waarneming zoowel als de spectraalanalyse doen ons zien, dat Saturnus eenen dampkring heeft, met dien van Jupiter overeenkomende. Men onderscheidt door den teleskoop wolken-strooken, die in den dampkring van Saturnus, tengevolge van de snelheid van omwenteling, de gedaante aannemen van lange strepen. De aequatoriaalstrook is door de aantrekking van den ring de minst veranderlijke. De dampkring van Saturnus is zoo dik en zoo bewolkt, dat wij de oppervlakte der planeet zelf nooit zien, evenmin als bij Jupiter, met uitzondering misschien van de poolstreken, die gewoonlijk witter zijn dan de gematigde luchtstreken en de tropen, misschien wel omdat zij met sneeuw bedekt zijn, daar zij ook des te witter zijn, naarmate de winter verder gevorderd is. Maar wij kunnen op Saturnus niet, zooals op Mars, vasteland en zeeÃ«n onderscheiden ol die verschillende vormen, waardoor men van eene aardrijkskunde op Mars spreken kan.

De dichtheid der stoffen is op Saturnus zeven maal kleiner dan op aarde; bovendien bewijst de afgeplatte gedaante der planeet, dat die dichtheid evenals op Jupiter en op de aarde toeneemt van de oppervlakte naar het middelpunt, zoodat de buitenste lagen on-geloofelijk ijl zijn. Indien de dampkring zoo diep is als hij schijnt, dan moeten de benedenste lagen bijzonder dicht zijn en aan eene zÃ³Ã³ verbazende drukking zijn blootgesteld, dat hij daar zwaarder is dan de oppervlakte der planeet.

De waarnemingen doen ons vermoeden, dat de warmte veel aanzienlijker is dan met den zonsafstand overeenkomt; immers de zon heeft, van Saturnus gezien, eene 90-maal kleinere oppervlakte dan van de aarde gezien; haar warmte en haar licht is daar dus in dezelfde reden afgenomen. Het water zou daar niet anders kunnen bestaan dan in den vorm van ijs, en de waterdamp zou er geene wolken kunnen vormen, met de onze overeenkomende. Het blijkt echter, dat daar meteorologische veranderingen plaats hebben, hoewel niet zoo aanzienlijk als op Jupiter. Hieruit volgt dus, dat Saturnus eene temperatuur moet hebben, minstens even hoog als die der aarde.

Het vreemdste echter op Saturnus blijft altijd de kalender. Het jaar bestaat daar uit 25060 Saturnusdagen, en er zijn daar acht verschillende soorten van maanden, wier duur afwisselt tusschen 22 uren en 79 dagen of tusschen 2 en 167 Saturnusdagen. Het is,

alsof wij hier acht ntaueu hadden, zich in acht verschillende perioden om de aarde bewegende.

De bewoners van Saturnus moeten van ons in ieder opzicht verschillen. Ãe geringe dichtheid der stoffen op de planeet en de groote dichtheid van den dampkring moeten daar levensvoorwaarden hebben doen ontstaan, die het leven geschonken hebben aan wezens van de vreemdste vormen. Het zou de grenzen eener wetenschappelijke redeneering te buiten gaan, daaromtrent onderstellingen te maken.

De ringen, die zich voor de bewoners van Saturnus moeten voordoen als eene brug, die over het firmament geslagen is, moet een treffend schouwspel voor hen opleveren. Verplaatsen wij ons een oogenblik op den aequator der planeet, dan zien wij die ringen als eene dunne donkere streep boven onze hoofden, juist door het zenith gaande. Indien wij ons van den aequator naar de polen begeven, dan gaan wij uit het vlak der ringen en zien wij deze langzamerhand dalen, terwijl de beide uiteinden niet meer lijnrecht tegenover elkander liggen, maar meer en meer tot elkander naderen. Wij zien dan de ringen als eenen reusachtigen boog aan den hemel. De boog vermindert in hoogte, naarmate wij de pool naderen. Zoodra wij op eene breedte van 63Â° gekomen zijn, is de top van den boog tot onzen horizon afgedaald en verdwijnt het wonderlijke ringsysteem van den hemel, zoodat de bewoners dier streken de ringen in het geheel niet kennen, en waar het geldt hunne eigene wereld te leeren kennen, in eenen minder gunstigen toestand ver-keeren dan wij, die daarvan op meer dan een milliard kilometers verwijderd zijn.

Gedurende de helft van het Saturnusjaar geven de ringen eenen heerlijken manenschijn op het Ã©Ã©ne halfrond der planeet, terwijl zij gedurende de andere helft van het jaar het tweede halfrond verlichten ; een half jaar lang worden de ringen niet verlicht, daar de zon slechts op Ã©Ã©ne zijde tegelijk schijnen kan. Niettegenstaande hun groot volume en hun aantal, geven de wachters niet zooveel licht als men oppervlakkig meenen zou, daar zij op een gelijk oppervlak slechts een negentigste deel van het licht ontvangen, dat de maan ontvangt. Al de wachters van Saturnus te zamen, tegelijk boven den horizon staande, en zoo dicht mogelijk tot volle maan naderende, ofeven niet meer dan het honderdste deel van ons maan-

licht. Maar het resultaat moet hetzelfde zijn, omdat de gezichtszenuw der bewoners van Saturnus 90 maal gevoeliger moet zijn dan de

onze. Doch dit is nog niet het eenige vreemde op Saturnus. De ringen zijn zÃ³Ã³ breed, dat hunne schaduw zich uitstrekt over het grootste gedeelte der gematigde luchtstreken. Vijftien jaren lang is de zon ten zuiden van de ringen, en vijftien jaren lang ten noorden. De landen op Saturnus, op de breedte van Amsterdam gelegen, liggen meer dan vijf jaren in de schaduw dier ringen. Aan den aequator duurt de eclips veel korter en komt zij alle vijftien jaren terug, zoodra de zon in het vlak der ringen gekomen is; daarentegen heeft men daar eiken nacht maansverduisteringen, door de ringen en de manen zelf veroorzaakt. In de poolstreken wordt de zon nooit door de ringen verduisterd; aan de polen zelf is de zon gedurende vijftien jaren onder den horizon.

Van Saturnus gezien, is de aarde een zeer klein lichtend punt, dat zich nooit verder dan 6Â° van de zon verwijderen kan. Zij moet daar nog veel moeilijker zijn waar te nemen dan op Jupiter, en en het is zeer te betwijfelen, of men haar wel kan zien, als zij vÃ³Ã³r de zonneschijf heengaat, (wat telkens na 15 jaren het geval is), tenzij de bewoners van Saturnus met betere oogen begiftigd zijn dan wij. Hoe het ook zij, Saturnus is de laatste planeet, van waar men de aarde kan onderscheiden, en voor het overige gedeelte van het heelal, voor de geheele oneindige ruimte, is het, alsof de aarde niet bestond! Heeft men op Saturnus de aarde al ontdekt, aan ons, nietige aardbewoners, denkt men daar zeker niet.

In de tweede helft der achttiende eeuw leefde er te Bath, in Engeland, een Duitsch organist, die in 1738 in het hertogdom Hannover geboren was en naar Engeland was verhuisd, om daar in zijn levensonderhoud te voorzien. De muziek had hem tot de studie der wiskunde geleid, en zoo had hij zich ook met de leer van het licht beziggehouden. Toevallig geraakte hij in het bezit van eenen teleskoop van twee voet; hij richtte dien op den hemel en was in verrukking over de schoonheden, die hij voor het eerst aanschouwde. De vaste sterren namen in aantal toe en vertoonden de levendigste kleuren, de planeten kregen belangrijke afmetingen en verschillende vormen. De musicus was in eenen astronoom herschapen. Van dien tijd af had hij geen rust, vÃ³Ã³rdat hij in het bezit was van eenen kijker, waarmede hij de wonderen des hemels doorgronden kon. Daar hij het geld niet bezat, om zich eenen teleskoop aan te schaffen, begon hij dadelijk zelf eenen te vervaardigen. Na eene reeks van vernuftige proeven had hij eindelijk in 1774 eenen teleskoop van Newton vervaardigd van vijf voet brandpuntswijdte. Door dit gunstige resultaat aangemoedigd, verkreeg hij weldra tele-skopen van zeven, acht, tien, en zelfs van twintig voet brandpuntswijdte. Later vervaardigde hij eenen reuzenteleskoop van 1,47 meter doorsnede en 12 meters lengte, waarbij hij alle instrumentmakers van Europa en alle practische astronomen overtrof.

De van ijver blakende astronoom was den 13^11 Maart 1781 bezig, door middel van eenen zevenvoets teleskoop eene kleine groep sterren waar te nemen, gelegen in het sterrenbeeld de Tweelingen, toen hij bemerkte, dat Ã©Ã©ne dier sterren eene meer dan gewone grootte had. Hij verwisselde daarom de oogbuis, die 227 maal vergrootte, met andere, die 460 en 932 maal vergrootten, en zag, dat de schijnbare middellijn der ster toenam in de reden der

vergrooting, terwijl dat niet het geval was met de in de nabijheid gelegen sterren. De ster vertoonde zich aan het bloote oog als eene nauwelijks zichtbare ster van de 6^tle grootte. De vergrooting der kleine ster had echter eene grens, omdat bij te sterke vergrooting de schijf donker werd en aan de randen minder scherp begrensd, hetgeen met de overige sterren niet het geval was; deze laatste behielden haren glans en hare zuiverheid.

De nieuwe ster verplaatste zich tusschen de vaste sterren. Opmerkelijk is het, dat, indien hij zijnen teleskoop elf dagen vroeger op het sterrenbeeld de Tweelingen gericht had, de eigenbeweging der kleine ster hem zou zijn ontgaan, omdat zij toen juist in Ã©Ã©n harer stilstandspunten stond. Wat kon die nieuwe ster zijn ? Het zou wel vreemd zijn, zoo meende ook de ontdekker, dat er nog eene onbekende planeet bestond. Daar men sedert de historische tijden en vooral sedert de uitvinding der kijkers geene enkele nieuwe planeet ontdekt had, zoo kon men wel aannemen, dat er behalve de zes bekende planeten geene meer bestonden (i). Van daar, dat hij haar zonder aarzelen onder de kometen rangschikte, hoewel zij noch staart, noch hoofd had. Onder die benaming duidde hij haar aan in zijne verhandeling, den 26^stcn April 1781 ingediend bij The Royal Society of London.

De naam van den astronoom-musicus verspreidde zich met het nieuws der ontdekking door geheel Europa. De dagbladen en de wetenschappelijke tijdschriften van dien tijd verkondigden luide zijnen lof, en het duurde niet lang, of WH Ham Herschel, de vergeten musicus, had zijnen naam gevestigd als vervaardiger van teleskopen en voortreffelijk sterrenkundige. Koning Oeorge III, die de wetenschappen liefhad en beschermde, ontbood Herschel bij zich, en verrukt over den eenvoud en de bescheidenheid, waarmede deze over zijn streven en zijnen arbeid sprak, schonk hij hem eene jaarwedde van 200 Â£ s. (2400 gulden) en eene woning te Slough, in de nabijheid van het kasteel te Windsor. Zijne zuster Caroline fungeerde als zijn secretaris, boekte al zijne waarnemingen en deed alle berekeningen; de koning gaf haar de jaarwedde en den titel van adjunct astronoom. Spoedig was het observatorium te Slough beroemd boven alle groote sterrenwachten van Europa; men kan met grond beweren, dat

(1) De planeet Uranus was reeds 19 maal als ster waargenomen. In 1750 zou zij reeds als planeet ontdekt zijn, als Lemonnier zijne verschillende waarnemingen op hetzelfde blad geboekt had ; dan zou de eigenbeweging van zelf voor den dag gekomen zijn.

De meeste astronomen gingen weldra de nienwe ster waarnemen. Zij gingen uit van de onderstelling, dat die Â»komeetquot;, zooals bij de meeste het geval was, eene zeer gerekte baan beschreef, en dat de top dier baan zeer dicht tot de zon naderde. Maar steeds moest men de berekeningen hervatten; men bracht het nooit zÃ³Ã³ver, dat men eene baan vond, waarin al de waarnemingen pasten, hoewel de ster bijzonder langzaam vooruitging; de waarnemingen van de Ã©Ã©ne maand wierpen het gebouw, in eene vorige maand opgericht, weder omver.

Het duurde maanden, eer men er toe kwam, te vermoeden, dat men met eene planeet te doen had, en eerst nadat men overtuigd was, dat alle voor de komeet berekende banen met latere waarnemingen in strijd waren, en dat men waarschijnlijk te doen had met eene cirkelvormige baan, veel verder van de zon verwijderd dan Saturnus, die tot dien tijd als de grens van het zonnestelsel beschouwd werd, kwam men er toe, liet nieuw ontdekte hemellichaam (en dat nog slechts voorloopig) als eene planeet te beschouwen (1).

William Herschel stelde voor, de nieuwe planeet den naam te geven van Georgium Si dus, (de ster van George). Anderen stelden den naam van Neptunus voor, om het mythologisch karakter dei-namen te behouden, en de nieuwe planeet tot attribuut den drietand te kunnen geven als symbool der Engelsche zeemacht. Nog anderen gaven in overweging, haar naar den vader van Saturnus, Uranus te noemen, dien men gedurende zoovele eeuwen in de sterrenkunde vergeten had. Lalande stelde den naam Herschel voor, ter eere van haren ontdekker. De twee laatste namen behielden de voorkeur; langen tijd vond de laatste naam ingang, doch eindelijk heeft het gebruik uitspraak gedaan voor de mythologische benaming, en volgen elkander Jupiter, Saturnus en Uranus op: de zoon, de vader en de grootvader.

De ontdekking van Uranus heeft den straal van het zonnestelsel van 1400 millioen tot 2800 millioen kilometers verlengd.

(1) Men kan zich thans, na lt;le ontdekking iler kleine planeten, geen denkbeeld meer vormen, van de bezwaren, die er aan verbonden waren, om na gedurende zoovele eeuwen aan het denkbeeld van liet beslaan van zes planeten gewend te zijn geweest, aan hel beslaan eener nieuwe planeet te gelooven. Toen Keppler, meer dan twee eeuwen geleden, voor zijne harmonie dei-sferen eene planeet had aangenomen tusschen Mars en Jupiter, had men daartegen de zotste argumenten aangevoerd. Zoo redeneerde men b.v. aldus: Het hoofd bevat 7 openingen, de twee oogen, de twee ooren, de twee neusgaten en den mond. Dus zijn er slechts 7 planeten (de maan medegerekend). Door zulke dwaasheden werd de vooruitgang der sterrenkunde tegengewerkt.

grootte, zoo is die planeet moeilijk met het bloote oog zichtbaar; daartoe moet men een uitstekend gezicht bezitten, en weten, waar zij staat. De planeet Uranus volbrengt in 84 jaren hare baan aan den hemel. Door hare jaarlijksche beweging komt zij telkens na 369 dagen in oppositie met de zon. Op dien dag passeert zij des middernachts den meridiaan. Zij is het gemakkelijkst waar te nemen in de vier volgende maanden.

Den 5^den Juni 1872 waren Jupiter en Saturnus ongeveer in dezelfde richting aan den hemel zichtbaar. De middellijn van Jupiter was 33,4quot;, die van Uranus 3,8quot;. De kortste afstand dei-middelpunten was toen 1' 9,8quot;, en de afstand van de oppervlakte van Jupiter tot de oppervlakte van Uranus bedroeg slechts 51,2quot;. Daar het verschijnsel in Westelijk Europa des avonds plaats had aan de westzijde van den hemel, was

waar te nemen, waarop Jupiter zoo dicht mogelijk bij Saturnus stond, omdat toen de zon nog niet onder den horizon was. Des avonds na zonsondergang kon men Jupiter in het veld van den kijker zien, omgeven door vijf wachters, waarvan Ã©Ã©n Uranus was. Het was toen gemakkelijk te zien, dat de glans van Uranus dien van den heldersten wachter van Jupiter slechts weinig overtreft, en dat de planeet zich voordoet als eene ster van de grootte 5,7.

De baan van Uranus om de zon heeft eenen straal van 2840000000 kilometers, zoodat zij gemiddeld 19,18 maal verder van de zon verwijderd is dan de aarde. De excentriciteit der ellips is 0,0463, zoodat de zonsafstanden zijn :

bij de zon dan in het aphelium. Haar kleinste afstand tot de aarde, als zij in oppositie is met de zon, wisselt af tusschen 2552 millioen en 2820 millioen kilometers. Het perihelium van Uranus ligt op 171⁰van het lentepunt; de planeet is haar perihelium in 1883 gepasseerd; de volgende doorgang door het perihelium zal plaats hebben in 1967. Hare loopbaan valt bijna volkomen samen met het vlak der ecliptica. Haar omloopstijd is nauwkeurig 30688 dagen of 84 jaren en 8 dagen; hij is twee dagen langer dan men vroeger meende. Zij is den 2i^sten Maart 1865 het punt gepasseerd, waar zij den i8^(,enMaart 1781 ontdekt is.

De schijnbare middellijn van l ranus is 4quot;. Hieruit volgt, dat de werkelijke middellijn 53 600 kilometers moet bedragen, dat is meer dan vier maal zoo groot als de middellijn der aarde. Het volume van de planeet Saturnus is 69 maal grooter dan de aarde. Zij is kleiner dan Jupiter, Saturnus en Neptunus, maar veel grooter dan Mercurius, Venus, de aarde en Mars te zamen. Men heeft hare massa bepaald uit de beweging harer wachters en uit de storing, door haar op Neptunus uitgeoefend, en men heeft gevonden, dat hare massa 13¹/2 maal grooter is dan die der aarde; hare dichtheid is vijf maal kleiner dan die van onze planeet.

Men heeft door middel der spectraalanalyse het bestaan van eenen dampkring op ('ranus aangetoond. 1 )ie dampkring verschilt van dien der aarde door zijn opslorpend vermogen, en gelijkt meer op dien van Saturnus en van Jupiter, dan op den onzen, en bevat gassen, die op de aarde niet voorkomen.

I )e planeet wordt op haren tocht door den hemel vergezeld door vier wachters. Zij zijn de volgende:

aequator dier planeet of in een vlak, dat eenen kleinen hoek daarmede maakt; maar zij bewegen zich van het oosten naar het westen,

in een vlak, bijna loodrecht op het vlak van de baan der planeet. Wij kunnen daaruit afleiden, dat de as van de planeet Uranus bijna samenvalt met het vlak van hare baan. en dat de zon zich aan den hemel van Uranus beweegt van het westen naar het oosten in plaats van omgekeerd. Waarnemingen, door de gebroeders Henry op de sterrenwacht te Parijs verricht, hebben bewezen, dat op de oppervlakte der Fig 224. â Het stelsel van Uranus. planeet strookeii kunnen worden

waargenomen, die overeenkomen met die op Jupiter, en dat de richting dier strooken niet samenvalt met de projectie der groote as van de schijnbare baan der wachters maar daarmede eenen hoek maakt van 40Â°. Nemen wij aan, dat de aequator van Uranus evenwijdig is met die strooken, dan vindt men, dat de hoek tusschen den aequator van Uranus en de baan der wachters ongeveer 40Â° bedraagt. De aequator zou eenen hoek van 58Â° maken met het vlak der ecliptica en de baan der wachters eenen hoek van 98Â°.

Leo Brenner meent uit zijne waarnemingen op de Manora-sterren-wacht in 1896 gedaan, voor den duur der aswenteling te mogen vaststellen 8^4 uur, dat is dus sneller, dan men tot nu toe meende. (Men had voor dien tijd ongeveer 11 uur vastgesteld). Zijn deze waarnemingen juist, dan zal de afplatting ook wel grootcr zijn dan Vu, welke waarde Schiaparelli in 1883 meende te hebben gevonden.

Is de helling van den aequator van Uranus inderdaad 58Â°, dan zal op eene breedte van 58Â° op Uranus de zon nog in het zenith kunnen komen, en zou ook op 58Â° van de polen af, de zon een tijd van het Uranusjaar niet opkomen of ondergaan. De afwisseling der jaargetijden zou daar dan ook veel sterker zijn dan op aarde.

Van Uranus gezien, is de sterrenhemel dezelfde als voor ons; het zonnestelsel doet zich daar echter anders voor. Mercurius en Venus zijn daar totaal onbekend, en tot onze groote spijt moeten wij hetzelfde van de aarde verklaren. Niet alleen toch, dat de aarde geheel

Uranus bestaan wij niet. Van nu af aan is de aarde op onze reis uit het heelal verdwenen. Mars en Jupiter zijn zelfs met het bloote oog^- onzichtbaar; Saturnus wordt daar gezien als eene flauwe avond- of morgenster; alleen Neptunus is als eene flauwe ster des nachts zichtbaar.

Op dien afstand heeft de zon eene middellijn, die ruim 19 maal kleiner is dan voor ons, en eene oppervlakte, die 368 maal kleiner is. De schijnbare middellijn der zon is dus voor Uranus i'40quot;. Men

ziet, dat de daggodin daar teruggebracht is tot afmetingen, die ons niet aanlokken, onzen zetel naar die streken over te brengen. Hoe onmogelijk het ons ook oppervlakkig moge voorkomen, dat op eenen zoo grooten afstand van de zon, bij eene zoo lage temperatuur als op Uranus zoude moeten heerschen, levende wezens kunnen bestaan, wij moeten ons wel wachten, ons te veel te plaatsen op het standpunt der aarde. Reeds meermalen hebben wij gezegd, en het kan niet genoeg herhaald worden, dat de natuur rijk

genoeg is om wezens te vormen, in overeenstemming met de omgeving en de omstandigheden, waarin zij moeten optreden. De ontdekking van nieuwe werelden in de peillooze diepten van het heelal door middel van kijkers viel samen met de uitvinding van den microskoop, die ons in staat stelde, het leven te leeren kennen, dat krioelt in de oneindig kleine wereld, die voor ons onzichtbaar is, al is zij in onze onmiddellijke omgeving. De lucht, die wij inademen.

is met kiemen gevuld, en onze longen nemen ieder oogenblik eene verbazende hoeveelheid organische wezens en dierlijke en plantaardige overblijfselen op. Indien wij nauwelijks ademhalen, en alle mogelijke voorzorgen nemen, om alleen zuivere lucht in te ademen, verslinden wij onophoudelijk, zonder het te weten, ontelbare kleine lichamen, die in de lucht zweven, zooals sporen van cryptogamen, stuifmeelkorrels, zwammen, trilwormen, bacteriÃ«n, eieren, georgani-

seerde cellen, levende wezens en rottende lijken, waarvan men er 24 000 in Ã©Ã©nen cubieken meter geteld heeft. Die microskopische wezens zijn hier 500 maal in lengte vergroot: wie weet, of ook deze niet weer wezens in zich opnemen, die oneindig klein zijn in vergelijking met deze! Waar eindigt het leven? Men meene niet, dat dit onbeduidende wezens zijn: zij zijn het, die ons beheerschen; de meeste ziekten, die het menschelijke geslacht teisteren, zijn aan die oneindig kleine wezens het aanzijn verschuldigd; eene epidemie, als de pest of de cholera, die duizenden slachtoffers ten grave sleept, wordt door hen veroorzaakt; oorlogen, die duizenden en duizenden gezinnen in rouw dompelen, het nationale vermogen bij milliarden verslinden en het evenwicht der staten verstoren, hebben dikwijls geenen anderen grond dan een slapelooze nacht van eenen vorst of eenen staatsman, of eenige uren koorts, veroorzaakt door die onzichtbare legerscharen. Rijk aan vormen en aan afwisseling is het leven. Neem eenen droppel brak water, waarvan de reuk en het gezicht u walging inboezemen, plaats dien in het brandpunt van eenen zonnemicroskoop, en plotseling zal het scherm, waarop gij het beeld van een klein gedeelte van dien droppel projecteert, schijnen te krioelen van eene bevolking, die het gezichtsveld in eene onmetelijke wereld vol leven herschept. Een droppel azijn, eene kruimel kaas vertoonen eene wereld, bedekt met ontelbare bewoners. Maar laat ons eindigen; niet Ã©Ã©n onzer lezers, of hij heeft nu reeds in zijne gedachten de openbaringen van den microskoop in verband gebracht met die van den kijker, en is overtuigd, dat, hoe groot het onderscheid ook moge wezen tusschen Uranus en Neptunus met Venus en de aarde, de natuur in staat is, ook daar wezens te doen optreden, in overeenstemming met de eigenaardige gesteldheid dier werelden.

De ontdekking van Neptunus kan als de schoonste overwinning van den menschelijken geest worden beschouwd. Zij is eveneens een welsprekend getuigenis van de macht van de wiskunde. Die wereld, op meer dan 4 milliard kilometers van ons verwijderd, is met het bloote oog volkomen onzichtbaar. De storingen, die zich in de be-weging van Uranus openbaarden, hebben de wiskundigen geleid tot de volgende gevolgtrekking: de oorzaak dier storingen is eene onbekende planeet, die zich buiten de baan van Uranus beweegt, en die zich, om de waargenomen werking uit te oefenen, bevindt op een gegeven punt van den sterrenhemel. Een kijker wordt op dat aangewezen punt gericht, men zoekt naar de onbekende planeet, en binnen het uur vindt men haar.

Indien de planeten alleen gehoorzaamden aan de werking der zon, dan zouden zij om de zon elliptische banen beschrijven (Boek 111 Hoofdstuk I). Maar zij werken ook op elkander en op de zon, en door die verschillende aantrekkingen worden storingen veroorzaakt.

De astronomen stellen tafels samen voor den toekomstigen stand der planeten aan den hemel, opdat zij in staat zijn te weten, waar zij op ieder willekeurig oogenblik staan, en opdat zij ze kunnen waarnemen, hetzij met het oog op hare physische geaardheid, hetzij om hare beweging te controleeren, hetzij ook ten behoeve van de talrijke toepassingen der sterrenkunde op de aardrijkskunde en de zeevaartkunde. Een Fransch astronoom, Bouvard, die in 1820 tafels voor Jupiter, Saturnus en Uranus berekende, vond dat de door zijne tafels aangewezen standen volkomen in overeenstemming waren met de nieuwere waarnemingen, wat de twee eerste planeten betreft, terwijl er voor Uranus niet te verklaren afwijkingen bestonden. Van 1820 tot 1845 hielden die afwijkingen de astronomen bezig, en zelfs beweerden verscheidenen onder hen, zooals Bouvard, Miidler, Bessel,

Valz en Arago, dat die storingen moesten teweeggebracht worden door eene onbekende planeet. Bessel was juist aan de mathematische oplossing van het vraagstuk bezig, toen hij door de ziekte getroffen werd, die hem ten grave zou sleepen. Het verschil tusschen de berekende en de waargenomen plaatsen van Uranus werd hoe langer zoo grooter: het bedroeg in 1830 20quot;, in 184090quot;, in 1844 120quot;, in 1846 128quot;. Dit verschil is op zich zelf niet groot, maar voor eenen astronoom toch groot genoeg, om ondragelijk te worden en hem niet met rust te laten.

storenden invloed op Uranus uitgeoefend door eene planeet, wier loopbaan buiten die van Uranus valt, indien men fig. 228 beschouwt, waar de plaatsen der beide planeten worden aangewezen, van de ontdekking van Uranus af tot die van Neptunus. Het blijkt, dat van 1781 tot 1822 Neptunus de neiging had, Uranus voort te sleepen, en dus de be-weging dier planeet te versnellen, terwijl van 1822 tot 1846 de

Fig. 228. - Storingen, door Neptunus op planeet UraUUS door NeptUUUS Uranus uitgeoefend. werd tegengehouden en dus hare

Die onregelmatigheid bleef dus aan de orde van den dag; daarom raadde Arago eenen jeugdigen doch bekwamen wiskundige Le Verrier aan, zijne krachten aan dit schoone vraagstuk te beproeven. De jeugdige geleerde, wien door zijne onderzoekingen over de kometen de berekening der storingen niet vreemd meer was, begaf zich dadelijk aan den arbeid. Hij begon met de tafels van Bouvard te verbeteren, waarin hij verscheidene onjuistheden vond; maar die onjuistheden gaven geene voldoende rekenschap van het gevonden verschil. Daarna begon hij weder op nieuw de geheele berekening der storingen van Saturnus op Uranus, voegde die van Jupiter daaraan toe, berekende toen eene nieuwe loopbaan van Uranus uit de 19 oudere waarnemingen der planeet, toen zij nog als vaste ster beschouwd werd, en uit de 179 waarnemingen van

1781 tot 1845, en vond toen, dat het verschil tusschen de waargenomen en de berekende plaatsen niet kon worden verklaard uit de storingen van Saturnus en Jupiter. Hij constateerde, dat er strijd was tusschen de waarnemingen en de onderstelling, dat Uranus alleen onderworpen zoude zijn aan de aantrekkende werking van de zon en de overige bekende planeten. .âBlijft men aan die onderstelling vasthouden, dan zal men nooit de waargenomen beweging door eene juiste baan kunnen voorstellen.quot; Le Vertier twijfelde geen oogenblik aan de juistheid van de wet der algemeene aantrekkingskracht ; hij herinnert er aan, hoe iedere nieuwe ontdekking op astronomisch gebied de juistheid dier wet in een helderder licht heeft doen treden. Stoutmoedig grijpt hij de onderstelling aan, dat er nog eene planeet moet zijn, die voortdurend op Uranus werkt en de beweging dier planeet langzaam wijzigt. Het bestaan dier planeet, buiten Uranus gelegen, als zeker aannemende, onderstelt hij naar de wet van Titius (bladz. 223), dat die planeet ongeveer op eenen afstand van 36 moet gelegen zijn, en dat zij dus in 217 jaren hare baan om de zon moet doorloopen; in die onderstelling berekent hij, welke standen de onbekende planeet moest gehad hebben, om door hare aantrekking de waargenomen onregelmatigheden te hebben kunnen voortbrengen, en hoe groot hare massa moet geweest zijn, om de grootte der afwijking te verklaren. Daarna berekent hij weder de loopbaan van Uranus met inachtneming der storingen, door de onbekende planeet uitgeoefend, en vindt hij, dat de waarnemingen in overeenstemming zijn met zijne theorie (de grootste verschillen tusschen de berekende en waargenomen plaatsen bedroegen slechts 5,4quot;). Van toen af was het vraagstuk opgelost; den 3i^sten Augustus 1846 deelde Le Verrier aan de AcadÃ©mie des Sciences mede, dat de planeet zich moest bevinden op eene lengte van 326Â°, en dus 5⁰ ten oosten van de ster ? uit het sterrenbeeld de Steenbok.

Den i8^clen September vroeg hij aan Galle te Berlijn, waar men kaarten vervaardigde van de sterren, in de nabijheid der ecliptica gelegen, om de planeet te zoeken. Den 2 3^sten September ontving Galle dien brief; het was dien avond helder weder; hij richtte dus zijnen kijker naar het aangewezen punt en zag eene ster, die niet op de kaart was aangewezen en duidelijk als een schijfje gezien werd; hare plaats aan den hemel was 327⁰ 24'; de berekening had 326Â° 32' aangegeven-, de lengte was dus op minder dan 1⁰ na nauwkeurig!

ontdekking, die meer dan eenige andere de zekerheid en de nauwkeurigheid der sterrenkunde in het licht stelt. De ontdekker der planeet, de geleerde mathematicus, heeft zich nooit de moeite genomen, eenen kijker op den hemel te richten en te zien, of de planeet daar werkelijk stond. Nooit heeft hij de planeet gezien. Voor hem was trouwens gedurende zijn geheele leven de sterrenkunde alleen eene mathematische wetenschap en waren de sterren niets anders dan punten van aantrekking. Vraagpunten over de bewoonbaarheid der planeten, over den aard der vaste sterren, over het licht der dubbele sterren, de twijfelingen van een gemoed, mijmerende over de groote raadselen van het oneindige, boezemden hem niet het minste belang in; voor hem bestond de kennis van het heelal alleen in vergelijkingen, formules en rijen van logarithmen, die leidden tot de mathematische theorie van snelheden en krachten.

Een jaar vÃ³Ã³r Le Verrier, in October 1845, had Adams, een jeugdig student te Cambridge, de oplossing van hetzelfde vraagstuk beproefd en voltooid. Hij was tot volkomen dezelfde resultaten gekomen, die hij aan het oordeel van Airy en Challis, twee der beroemdste Engelsche astronomen, onderwierp. Airy schijnt aan de treffende uitkomst, waartoe Adams gekomen was, weinig geloof geslagen te hebben. Hij heeft zich ten minste de moeite niet gegeven, de planeet aan den hemel op te sporen. Challis was te zeer in zijne eigen studiÃ«n verdiept, dan dat hij tijd kon vinden, zich met die van anderen bezig te houden. Toch mag Adams de lof niet ontzegd worden, van de eerste geweest te zijn, die de nieuwe planeet ontdekt heeft.

Wij zagen zooeven, dat Le Verrier voor den afstand der planeet 36 had aangenomen. Inderdaad is zij veel dichter bij gelegen. De elementen, door Le Verrier gevonden, zijn niet de ware elementen, zooals de volgende tabel doet zien:

Die twee rijen van getallen verschillen evenveel van elkander, alsof het twee verschillende planeten gold, die niet in de minste betrekking tot elkander stonden. Moeten wij daarom beweren, dat Le Verrier Neptunus niet ontdekt heeft? Zeker niet. De voornaamste

reden van het verschil is in den afstand geleden. Had hij den afstand 30 genomen, dan waren ook de andere elementen juister geweest. Het vraagstuk van het zoeken eener planeet uit de storingen, die zij uitoefent, levert, zooals zoovele vraagstukken met meer dan Ã©Ã©ne onbekende, meer dan Ã©Ã©ne waarde en is een onbepaald vraagstuk. Men kan Ã³f eenen bepaalden afstand aannemen en daaruit de massa berekenen, Ã³f eene bepaalde massa aannemen en daaruit den afstand afleiden. Hoe verder de planeet verwijderd is, des te grooter moet hare massa zijn, om eene bepaalde storing teweeg te brengen en omgekeerd. Het vraagstuk is dus wel degelijk door Le Verrier opgelost, indien men het alleen uit een mathematisch oogpunt beschouwt; alleen heeft hij niet de verschillende waarden voor den onbekende gevonden. Â»Maarquot;, zoo vraagt men wellicht, shoe is het dan mogelijk, dat bij een zoo groot verschil, de gezochte planeet zoo dicht stond bij het punt, waar zij volgens de berekeningen staan moestquot; ? Dit moet hieraan worden toegeschreven, dat die plaats betrekkelijk onafhankelijk is van de berekende baan. Letten wij toch op fig. 228, dan zien wij, dat wat ook de baan en de afstand van Neptunus moge wezen, en hoe groot ook hare massa moge zijn, die planeet in 1822 juist achter Uranus moest gelegen zijn, dat zij van 1781 tot 1822 vooruit, en van 1822 tot 1845 achter moet geweest zijn; men kan dit uit de versnelling en vertraging in de beweging van Uranus afleiden. Het onderzoek der storingen leverde dus met voldoende nauwkeurigheid de astronomische lengte der planeet op.

Arago wilde de nieuwe planeet den naam geven van den geleerden mathematicus, die haar in zijn studeervertrek ontdekt had; maar de mythologische tradities gaven ook hier, evenals bij de planeet van Herschel, den doorslag, en de naam van Neptunus, zoon van Satur-nus, die reeds voor Uranus voorgesteld was, werd nu met algemeen goedvinden aan de planeet van Le Verrier gegeven (1).

Neptunus doet zich voor als eene ster van de 8^ste grootte. Met eenen kijker met middelmatige vergrooting kan men de planeet vinden, als men weet waar zij staat. Drie honderd maal vergroot, ziet men haar als een schijfje. Dat schijfje heeft, 3quot; middellijn en heeft, door sterk vergrootende kijkers gezien, eene blauwe tint, Lalande had haar als vaste ster waargenomen den 8^sten en 1 o^lt;l0quot;

(1) Le Verrier is den 23^^C|1 September 1877 gestorven, op denzelfden datum, waarop Neptunus voor het eerst gezien is, en twee maanden nadat hij de volledige theorie van de beweging der planeten voltooid had.

Mei 1795, en Lamont den 25^sten October 1845; Lalande had zelfs een verschil ontdekt tusschen de beide standen, maar daar hij aan eene vergissing dacht, had hij de eerste waarneming weggelaten; als hij er aan gedacht had, de ster te volgen, dan zou hij eene halve eeuw vÃ³Ã³r Le Verrier Neptunus ontdekt hebben.

Volgens de laatste berekeningen is de afstand van Neptunus tot de zon 30,055, d. i. 4448 millioen kilometers. De omtrek der baan is dus 27948 millioen kilometers; deze wordt doorloopen in 60181 dagen (1), zoodat de snelheid is 464400 kilometers per dag, 19350 kilometers in het uur, 322 kilometers in de minuut of 5370 meters in de secunde. Daar Neptunus de planeet is, die het verst van de zon verwijderd is, is hare snelheid de kleinste van die van alle planeten.

De middellijn van Neptunus is 3,8 maal zoo groot als die der aarde. Het volume der planeet is 55 maal grooter dan het volume der aarde. De dichtheid is 0,300 (die der aarde = 1 gesteld), de intensiteit der zwaartekracht op de oppervlakte der planeet is 1,14 (de intensiteit op de oppervlakte der aarde = 1 gesteld). De massa der planeet is 16,47 ^maal grooter dan die der aarde.

Wij weten nog niet, in welken tijd de planeet om hare as wentelt ; wel weten wij, dat de omwentelingssnelheid zeer groot moet zijn, evenals die van Jupiter, Saturnus en Uranus. De optische instrumenten moeten nog aanzienlijke verbeteringen ondergaan, vÃ³Ã³rdat

men in staat zal zijn, bijzonderheden op de oppervlakte der planeet te ontdekken, waaruit hare omwentelingssnelheid kan worden afgeleid.

De spectraalanalyse heeft niettemin het bestaan aangetoond van eenen dampkring, waarin gassen aanwezig zijn, die op de aarde niet bestaan; die dampkring schijnt, wat zijne scheikundige samenstelling betreft, veel overeenkomst te hebben met dien van Uranus.

De zon heeft voor Neptunus slechts eene schijnbare middellijn van 64quot;, zoodat zij daar eene 30 maal kleinere schijnbare middellijn en eene 900 maal kleinere oppervlakte heeft dan voor ons. Haar licht- en warmtegevend vermogen is daar dus tot op Vgoo verminderd. Op dien afstand is de zon nog altijd geene ster geworden. De helderste ster, Sirius, heeft eene schijnbare middellijn, kleiner dan ¹/iooquot;, zoodat de zon aan Neptunus nog altijd zooveel licht en warmte schenkt als 40 millioen sterren van de eerste grootte. Maar van de aarde naar Neptunus verhuizen is toch het licht en de warmte verlaten, om in het ijs en de duisternis te komen; daarom is echter nog op Neptunus het leven niet onmogelijk. Weinige jaren geleden geloofde men, dat eene drukking van een bepaald aantal atmosferen het leven onmogelijk maakte, en dat eene bepaalde hoeveelheid licht onontbeerlijk was voor het bestaan van organische wezens, zoodat de diepten van den oceaan van leven beroofd moesten zijn. Doch zie, een schip beweegt zich over de onmetelijke watervlakte, om de tropen en de poolstreken te bezoeken, men werpt het dieplood uit op twee duizend vademen, in den eeuwigen nacht, waar de drukking zÃ³Ã³ groot is, dat een mensch, daarin afgedaald, eenen last zoude moeten torsen gelijk aan dien van twintig locomotieven, ieder gevolgd door een aantal wagens, met ijzeren staven beladen; men is zeker, daar niets te zullen vinden;.....daar haalt men het dieplood in, en het brengt prachtige, fijne wezens naar boven, die onder de minste aanraking zouden sterven; zij leven stil en gelukkig in de diepte, en omdat daar geen licht is, maken zij zelf licht! Als zij u kunnen verstaan, spreek dan niet met hen over uwe kasteelen, over uwe eeuwenoude bosschen, over uwe prachtige steden en vorstelijke paleizen; zij geven de voorkeur aan hunne duistere hut in de diepte der wateren, waar alleen hunne phosphoresceerende lichamen licht verspreiden. En indien gij die levende overblijfselen op het dek van het schip werpt, en gij ziet die wonderlijke wezens met hunne veelkleurige versierselen voor uwe oogen sterven, omdat de lucht hun te ijl en het licht hun te fel is, denkt gij dan niet aan

Neptunus? Ziet gij dan niet, dat de zeegod daarboven nog een geheel ander rijk heeft, dan in de diepten van den Oceaan? En gelooft gij dan nog, dat de natuur niet in staat is, ook daar leven voort te brengen?

Wij behoeven nauwelijks te zeggen, dat de aarde van Neptunus uit evenzeer onzichtbaar is als Mercurius, Venus, Mars en Jupiter. Saturnus is daar eene kleine ster, die zich nooit verder dan 18Â° van de zon kan verwijderen. Voor de bewoners van Neptunus moet het zonnestelsel bestaan uit de zon, Saturnus, Uranus, de wachters dier planeten en de planeet, die zich misschien nog voorbij Neptunus beweegt. Voor hen moeten de sterren dag en nacht zichtbaar zijn, omdat zij niet door het sterke licht der zon worden uitgedoofd, en lang vÃ³Ã³r ons moeten zij de parallaxis van eene menigte sterren hebben kunnen bepalen, omdat zij zich bij iedere omwenteling om de zon veel verder in de wereldruimte verplaatsen.

Nauwelijks was Neptunus ontdekt, of de Engelsche astronoom Lassel ontdekte den io^(len October 1846 eenen wachter bij de planeet Deze vertoonde zich als eene ster van de i/[^dc grootte.

â halve middellijn der planeet, hetgeen overeenkomt met ongeveer 360000 kilometers; hij beweegt zich om Neptunus heen in 5 dagen en 2 1 uren. (Jok de beweging van dezen wachter is teruggaande, evenals die van de wachters van Uranus. Hij heeft nog geenen naam gekregen ; zou de naam van Triton, Ã©Ã©nen van halve middellijn der planeet, hetgeen overeenkomt met ongeveer 360000 kilometers; hij beweegt zich om Neptunus heen in 5 dagen en 2 1 uren. (Jok de beweging van dezen wachter is teruggaande, evenals die van de wachters van Uranus. Hij heeft nog geenen naam gekregen ; zou de naam van Triton, Ã©Ã©nen van Fig. 231. â De planeet jg trouwste metgezellen van zijnen vader, Nep-

AI kennen wij geene planeet, verder dan Neptunus van de zon verwijderd, toch is het zeer goed mogelijk, dat er nog andere, verder afgelegen planeten zijn. Het is zelfs niet onmogelijk, dat wij spoedig de eerste zullen vinden, indien de waarnemingen van Neptunus eene voldoende tijdsruimte beslaan, om uit de nauwkeurige bepaling harer baan de storingen af te leiden, die de gezochte planeet daarop moet uitoefenen. Dat onderzoek kan in de volgende eeuw ondernomen worden, tenzij de waarnemers, die zich bezighouden met het zoeken naar kleine planeten, haar bij toeval ontdekken door de verplaatsing eener kleine ster op hunne hemel-

kaarten; dit laatste is echter niet waarschijnlijk; want die |)laneet kan hoogstens van de 12^lle grootte zijn, en moet zich uiterst langzaam voortbewegen. De gemiddelde dagelijksche beweging van Sa-turnus is 120quot;, die van Uranus is 42quot;, van Neptunus 21quot;, die dei-onbekende planeet kan niet grooter zijn dan 10quot;.

Zoo hebben wij dan onzen tocht door het zonnestelsel volbracht. Wij zagen reeds van het begin af, dat eene zelfde kracht en eene zelfde wet de beweging van alle planeten en wachters beheerscht; wij zouden er thans bij kunnen voegen, dat zij gevormd zijn uit dezelfde nevelvlek. Wij kunnen het denkbeeld niet van ons afleggen, dat de stof Ã©Ã©n is evenals de kracht. De wijzigingen in de levensvoorwaarden hebben wijzigingen in de producten dier levensvoorwaarden teweeggebracht. De lichamen, die wij in de scheikunde enkelvoudige lichamen noemen, zijn waarschijnlijk inderdaad samengesteld. Het is mogelijk, dat de zuurstof, de stikstof, de koolstof, het kwik, het goud, het zilver, het ijzer en alle andere lichamen, slechts wijzigingen zijn in de ligging der oorspronkelijke atomen. Indien dit waar is, dan verschillen de planeten onderling meer in graad dan in soort. Wij zullen weldra zien, dat de scheikundige samenstelling der aÃ«rolieten en der vallende sterren die meenin^ steunen.

De vaste sterren, de zonnen der oneindige ruimte, zijn zelf weder zusters van onze zon. ÃÃ©nheid van oorsprong, Ã©Ã©nheid van kracht, Ã©Ã©nheid van stof, Ã©Ã©nheid van licht, Ã©Ã©nheid van leven in het onmetelijke heelal, te midden der eindelooze verscheidenheid in vorm!

Maar wij mogen niet langer vertoeven in de streken, in de nabijheid van onze aarde gelegen. Laat ons met eenen stouten sprong den onmetelijken afgrond overspringen, die ons van de vaste sterren scheidt. Maar laten wij niet vergeten, dat wij niets onopgemerkt mogen laten voorbijgaan. Tusschen het zonnestelsel en de vaste sterren doorklieven vreemde gestalten met loshangende haren de hemelruimte, gestalten, die als het ware eene brug vormen tusschen ons en de peillooze diepten van het heelal. Laten wij de kometen gadeslaan, maar zorg dragen, dat wij ons niet te lang laten ophouden door die fantastische schepselen, die sirenen der onmetelijke sterrenzee, wier openbaringen vol zijn van bekoringen, en wier handen, gericht naar de onbereikbare streken des hemels, ons van verre naar de mysteriÃ«n der oneindige schepping schijnen te wijzen.

vorm verbazen zelfs den meest onverschilligen geest. Alles wat wij dagelijks zien, en wat zich regelmatig onder onze oogen herhaalt, houdt op onze nieuwsgierigheid te prikkelen of op onze verbeelding te werken. Men moet wijsgeer zijn en nadenken, om het hoe en waarom te zoeken van verschijnselen, die men dagelijks ziet, of waarvan de herhaling na regelmatige tusschenpoozen plaats heeft. Overal en ten allen tijde hebben dan ook de vreemde gedaanten der kometen, het bleeke licht dat zij uitstralen, en hare plotselinge verschijning aan het firmament op het menschdom den indruk gemaakt van eene onheilspellende macht; daar zij slechts korten tijd verschijnen, is daaruit het geloof geboren, dat hare werking zich plotseling of ten minste spoedig moet doen gevoelen; en daar er op aarde genoeg rampen plaats vinden, zoo kan men zeker zijn, dat iedere verschijning eener komeet na niet te langen tijd door eene ramp is gevolgd, die als de vervulling der noodlottige voorspelling kan worden beschouwd.

Op enkele uitzonderingen na meenden alle oude astronomen, dat de kometen tot onzen dampkring behoorden, of althans verschijningen aan den hemel waren van zeer voorbijgaanden aard. Volgens sommigen waren zij uitwasemingen uit de aarde, die in de lucht ontvlamden; volgens anderen waren zij de zielen der groote mannen, die naar den hemel opstegen en onze arme aarde aan de geesel-roeden overlieten, die haar zoo dikwijls teisteren. De Romeinen schijnen er vast van overtuigd te zijn geweest, dat de groote komeet, die bij den dood van Caesar verscheen, de ziel van den dictator was. Zelfs nog in de 17^tle eeuw helden Hevelius en Keppler tot de meening over, dat zij uitwasemingen van de aarde of van de overige planeten waren. Het is duidelijk, dat men, zoolang nog dergelijke denkbeelden bestonden, niet dacht aan de bepaling van de beweging der kometen. De onderzoekingen van lycho-BrahÃ©, Newton, Halley en anderen waren noodig, eer men eene andere opvatting verkreeg omtrent hare beteekenis in het heelal.

De oude schrijvers beschrijven de kometen steeds onder de verschrikkelijkste vormen; volgens hen geleken zij op werpspietsen, sabels, degens, afgesneden hoofden met overeind staande haren en baard; zij schitterden met eenen rooden glans van bloed, of waren geel of lijkkleurig, zooals die. waarvan de geschiedschrijver Flavius Josephus spreekt, en die tijdens het beleg van Jerusalem onder 1 itus verscheen. Plinius beweert, dat die komeet een zoo schitterend wit

licht uitstraalde, dat men haar nauwelijks aanschouwen kon; men zag daarin het beeld Gods onder eene inenschelijke gedaante.

De geschiedschrijver Suetonius geeft aan eene komeet de schuld van de wandaden van Nero, en verzekert, dat eene andere komeet den dood van Claudius aankondigde. Dio Cassius zegt; Â»verscheidene wonderteekenen gingen den dood van Vespasianus vooraf; eene komeet verscheen aan den hemel; het graf van Augustus opende zich van zelf.quot;

Ook de Grieken hechtten zeer aan de voorteekenen der kometen. Eene komeet in 371 v. C. verschenen, en door Aristoteles beschreven, voorspelde volgens Diodorus Siculus het einde van de hegemonie der Lacedemoniers. Plutarchus verhaalt, dat de komeet van 344 v. C. voor Timoleon het voorteeken was van den goeden afloop zijner expeditie tegen SiciliÃ«. Zoo zoude eene komeet, in den vorm van eenen degen, in het jaar 400 van onze tijdrekening, de oorzaak zijn geweest van de groote rampen, die Constantinopel toen getroffen hebben.

In de middeleeuwen werd het bijgeloof zoo mogelijk nog veel erger. Onnoemelijk is het aantal kometen, die den dood van Keizers en Pausen moesten voorspellen. Dit ging zelfs zÃ³Ã³ ver, dat men kometen verzon, zooals bij den dood van Karei den Grooten. Para-celsus verzekert, dat zij door de engelen gezonden worden om ons te waarschuwen. Alphonsus VI, koning van Portugal, stormde in 1664, toen hem de verschijning eener komeet werd medegedeeld, naar buiten, om haar met dwaze verwenschingen te overladen, en dreigde haar met zijn pistool, Ã¼e komeet vervolgde echter statig haren loop.

Wij zullen zoo aanstonds zien, dat eene der meest bekende periodieke kometen die is, welke thans den naam van komeet van Halley draagt, ter herinnering aan den astronoom, die het eerst hare baan berekend en hare terugkomst voorspeld heeft. Het eerst vindt men haar vermeld in het jaar 12 v. C. Sedert dien tijd is zij reeds 24 maal verschenen. Zij is in 837 onder de regeering van Lodewijk den Vromen zichtbaar geweest.

Ook is zij waargenomen in April 1066, toen Willem de Veroveraar zijnen inval in Engeland deed. Hare beroemdste verschijning is die van 1456, drie jaren na de inneming van Constantinopel door de Turken. Europa was nog onder den indruk van die vreeselijke gebeurtenis; men verhaalde, dat de Sophiakerk in eene moskee veranderd was en dat alle Christenen geworgd of gevangen genomen

waren; men sidderde voor het heil der Christenheid. De komeet verscheen in Juni 1456; de historieschrijvers uit die dagen zeggen, dat zij groot en vreeselijk was; haar staart bedekte twee hemel-teekenen, d. i. 60Â°; zij had de kleur van goud en vertoonde zich als eene golvende vlam. Men zag er een zeker teeken in van den goddelijken toorn; de Muzelmannen zagen er een kruis in, de Christenen eene Turksche sabel. Waar een zoo groot gevaar dreigde, achte Paus Calixtus III het noodig, dat de klokken van alle kerken iederen middag geluid werden, en noodigde hij de geloovigen uit, een gebed op te zenden, ten einde de komeet en de lurken te bezweren. Dit gebruik is bij alle Katholieke volkeren behouden gebleven, al zijn zij niet meer bevreesd voor kometen en nog minder voor de Turken; van dien tijd dagteekent het Angelus.

Zelfs de ernstigste schrijvers konden zich niet los maken van den angst, dien de kometen inboezemden. Zoo schildert de beroemde chirurg Ambroise ParÃ© in een hoofdstuk, handelende over de monsters aan den hemel, in de levendigste en schrilste kleuren de komeet van 1528; Â»Die komeet was zoo schrikwekkend en vervaarlijk, en zij boezemde de menigte eene zoo groote vrees in, dat enkelen van angst stierven en anderen ziek werden. Zij scheen eene

ontzettende lengte te hebben en had de kleur van bloed; aan haar bovenuiteinde zag men de gedaante van eenen gebogen arm met eenen grooten degen in de hand, als op het punt van te stooten. Aan de spits van den degen waren drie sterren gelegen. Aan weerszijden van de komeet zag men een groot aantal bijlen, messen en door bloed gekleurde degens, en daar tusschen een groot aantal afschuwelijke menschenhoofden met overeindstaande haren en baard.quot;

Men kan in nevensgaande getrouwe afbeelding die vreemde komeet bewonderen. De verbeelding heeft scherpe oogen.

Verschillende personen geloofden in 1528 en 1577 bij het verschijnen van bijzonder groote kometen zoo zeer aan het einde der wereld, dat zij hunne goederen aan de kloosters schonken zonder er over na te denken, dat dan toch ook voor deze het einde der dagen nabij was. De monniken waren trouwens betere astronomen; zij namen de aardsche goederen aan in afwachting van den wil des hemels.

Toch begonnen de oudere astrologische opvattingen langzamerhand terrein te verliezen. Gassendi zeide in het begin van de regeering van Lodewijk XIV: Â»De kometen zijn werkelijk verschrikkelijk, maar alleen door onze zotheid. Wij smeden ons vrijwillig oorzaken van panischen schrik, en niet tevreden met onze werkelijke rampen, stapelen wij nog denkbeeldige rampen daarbij op.

Erasmus schreef reeds eene eeuw te voren: Â»Gave God, dat de oorlogen geenen anderen grond hadden dan de gal der vorsten, aan de kook gebracht door de Ã©Ã©ne of andere komeet. Een goed geneesheer met eene flinke dosis rhabarber zou ons dan spoedig het genot van den vrede schenken.quot; (1).

De geleerde Bernouilli was nog niet vrij van vooroordeelen ; hij toch zeide, dat indien de kern der komeet al niet een zichtbaar teeken was van Gods toorn, de staart dit zeer goed zoude kunnen zijn. Aan de komeet van Halley schreef Whiston den zondvloed toe, daarbij steunende op mathematische berekeningen, voor wier grondslagen hoegenaamd niets te zeggen was.

In 1669 publiceerde die astronoom-theoloog een werk, waarin hij de geologische beroeringen, in het boek Genesis vermeld, uit de werking eener komeet trachtte te verklaren. In het begin had hij geene bepaalde komeet op het oog, maar toen Halley voor de beroemde komeet van 1680 eene elliptische baan meende gevonden te hebben, in 575 jaren doorloopen, en Whiston, de geschiedboeken

(i) In 1661 schreef Madame cle SÃ©vignÃ© aan hare dochter: âWij hebben hier eene prachtige, verbazend groote komeet; haar staart is wel de schoonste, dien men zich denken kan. Alle groote lui zijn in angst en zijn van meening, dat de hemel, hunnen ondergang willende, door die komeet zijne waarschuwende stem doet hooren. Men verhaalt, dat, toen kardinaal Mazarin ernstig ziek was, en zijne geneesheeren aan zijne genezing wanhoopten, zijne hovelingen, om hem te vleien, vertelden, dat eene groote komeet aan den hemel stond, die hun groote vrees inboezemde. Hij had karakter genoeg, om hen uit te lachen, en zeide, dat de komeet hem te veel eer bewees. Werkelijk moesten alle menschen zoo verstandig zijn, en niet meenen, dat de sterren zich er mede bemoeien, als men sterft.quot;

naslaande, als datum van eÃ©ne van hare vroegere verschijningen het tijdstip gevonden had, waarop enkele chronologen den mozaÃ¯schen zondvloed stelden, was alle twijfel bij hem opgeheven; van toen af liet hij de komeet van 1680 niet alleen het menschelijk geslacht door het water uitroeien, maar ook door het vuur verdelgen.

Â»Toen de mensch gezondigd had, kwam eene kleine komeet in de nabijheid der aarde en gaf zij haar, toen zij het vlak der aardbaan schuin doorsneed, eene wentelende beweging. God had voorzien, dat de mensch zondigen zoude, en dat zijne misdaden eene vreese-lijke straf zouden eischen; daarom had hij reeds bij de schepping eene komeet gereed gemaakt, die het werktuig zijner wraak zoude zijn. Die komeet is die van 1680. Op Vrijdag 28 November van het zondejaar 2349 of misschien ook den 2^de11 December 2926, sneed de komeet het vlak van de baan in een punt, niet verder dan 14456 kilometers van de aarde verwijderd. Dit geschiedde op het oogenblik, waarop het te Peking, de woonplaats van Noach vÃ³Ã³r den zondvloed, middag was. Wat was nu het gevolg der ontmoeting? Een verbazend hooge vloed ontstond niet alleen in het water der zee, maar ook in het water, dat onder de vaste korst gelegen was. De bergketenen van ArmeniÃ«, de Gordiaansche bergen, die het dichtst bij de komeet gelegen waren op het oogenblik der ontmoeting, werden aan het wankelen gebracht en openden zich. En zoo werden de bronnen der peillooze diepte geopend. Maar daarmede was het onheil.niet geÃ«indigd. Toen de dampkringen de staart der komeet de aarde en haren dampkring bereikten, goten zij daarover hunne waterstroomen uit, die veertig dagen bleven neervallen, en zoo zverden alle sluizen des hemels geopend. De hoogte van het water was, volgens Whiston, bijna 10000 meters.quot;

Hoe kan nu diezelfde komeet, die reeds eens het menschdom heeft doen verdrinken, ons bij eene tweede ontmoeting verbranden? Voor Whiston levert die vraag geen bezwaar op: zij zal achter ons komen, de beweging der aarde vertragen, en de aardbaan, die thans bijna cirkelvormig is, in eene zeer excentrische ellips veranderen. Â»De aarde zal dan dicht bij de zon komen en in brand vliegen. Nadat dan de heiligen duizend jaren lang zullen geregeerd hebben op de aarde, die door het vuur herboren is, en door den wil der Godheid weer bewoonbaar is geworden, zal eene nieuwe komeet tegen de aarde botsen, de aardbaan zal vreeselijk verlengd worden, en de aarde zal niet langer bewoonbaar zijn.

Nog in de vorige eeuw was de onkunde op astronomisch gebied zÃ³Ã³ algemeen, dat er geene dwaasheid zÃ³Ã³ groot was, of zij werd, eens gezegd en vooral gedrukt, door anderen herhaald. Beweerde men niet in 1736, dat de zon een eind was teruggegaan? Zeide men niet in 1768, dat de planeet Saturnus met hare ringen en wachters verloren was geraakt ? Iedereen geloofde het, tijdschriften verspreidden dit vreemde nieuws, en verstandige menschen, wier kennis eenigen waarborg behoorde op te leveren tegen het gelooven van dergelijke zotheden, hielpen getrouw mede, om die dwaasheden te verspreiden. Eenige jaren later ontstond er uit angst voor eene komeet, te Parijs eene paniek, zooals er te voren nooit eene geweest is; en dat nog wel in eenen tijd. waarin Messier kometen op kometen ontdekte, en daardoor het geheimzinnige, dat aan zeldzaam voorkomende verschijnselen pleegt eigen te zijn, opgeheven werd. Lalande had namelijk eene verhandeling over de kometen geschreven, waarin hij gesproken had over enkele kometen, die in sommige gevallen de aarde zouden kunnen naderen; men verbeeldde zich echter, dat hij eene buitengewone komeet voorspeld had, die het vergaan der wereld tengevolge zoude hebben. Van de hoogste kringen verspreidde zich de angst onder de menigte, en men was het er algemeen over eens, dat de noodlottige komeet reeds op weg, en het einde der wereld nabij was. De paniek had zoo groote afmetingen aangenomen, dat Lalande op bevel des konings zijne denkbeelden moest verduidelijken in eene verhandeling, voor het publiek bestemd.

Wij zouden dergelijke voorbeelden nog uit onze eeuw kunnen vermelden. De angst voor kometen is eene periodieke ziekte, die telkens terugkeert, zoodra de verschijning eener komeet met eenigen ophef wordt aangekondigd. In onze eeuw heeft zich eene omstandigheid voorgedaan, waarbij de vrees als het ware wetenschappelijk gerechtvaardigd was; wij bedoelen het terugkeeren van de kleine komeet van Biela in 1832.

Toen men het tijdstip harer eerstvolgende verschijning berekende, vond men, dat zij den 29^sten October 1832 vÃ³Ã³r middernacht het vlak der aardbaan moest passeeren, en tvel in dat gedeelte, waar eene komeet de aarde kan ontmoeten. De doorgang der komeet moest naar de berekening plaats hebben binnen de loopbaan dei-aarde, en wel op eenen afstand van 4²/3 aardstraal van die baan. Daar de kern van de komeet 5¹/3 aardstraal bedraagt, zoo is het duidelijk, dat op den 29^sten October 1833 vÃ³Ã³r middernacht een

deel der aardbaan door de komeet werd ingenomen, Toen die berichten door de dagbladen ter kennis van het publiek gebracht werden, maakten zij eenen diepen indruk; het einde der dingen was nabij; de aarde zou gebroken, vermorseid, vernietigd worden door den schok met de komeet!

Maar de dagbladen hadden Ã©Ã©n voornaam punt vergeten. Op welk gedeelte van de uitgestrekte aardbaan zou de aarde den 2()^sUquot; October /Sj2 staan, op het oogenblik, dat de komeet die baan passeer en moest? De berekening loste die vraag spoedig op. Arago zeide in het astronomisch jaarboekje (i) voor 1832: Â»De doorgang der komeet in de nabijheid van een bepaaldpnnt der aardbaan zal plaats hebben den 29^sten October, de aarde zal eerst in datzelfde piuit komen den 3o^sten November, dus ruim eene maand later. Als men nu weet, dat de gemiddelde snelheid der aarde in hare baan 2 696 000 kilometers per dag bedraagt, dan is het gemakkelijk in te zien, dat de komeet op meer dan 80 millioen kilometers afstand van de aarde door de aardbaan zal heengaan.

Het vergaan der aarde door eene komeet is later nog voorspeld tegen den I2^den Augustus 1872. Men beweerde, dat Plantamour van GenÃ¨ve dit had medegedeeld. Het behoeft geen betoog, dat deze van die mededeeling volstrekt geen kennis droeg. Zoo wordt nu weer het vergaan der aarde voorspeld tegen 13 November 1899, op welken datum de aarde door de Leoniden heengaat, waarop wij later nog terugkomen.

Later zullen wij zien, in hoeverre eene ontmoeting van eene komeet met de aarde gevaarlijk kan zijn.

Voor achttien eeuwen was Seneca veel verstandiger dan een groot aantal zijner opvolgers.

Hij was bijna de eenige, die gezonde denkbeelden stelde tegenover het bijgeloof zijner tijdgenooten en van Aristoteles, die de kometen als uitwasemingen der aarde beschouwde. Hij zegt: Â»De kometen bewegen zich regelmatig in door de natuur voorgeschreven banen quot;, en niet eenen profetischen blik verklaart hij, dat het nageslacht verbaasd zal zijn, dat men vroeger zoo tastbare waarheden heeft miskend.quot; Zestien eeuwen lang maakte het vraagstuk der kometen niet de minste vorderingen, en zelfs Keppler, de astronoom-hervormer, de uitvinder van de wetten der beweging

der hemellichamen, geloofde nog aan den invloed der kometen op het lot der stervelingen.

Zij, die den hemel waarnamen, en gewoon waren aan de groote regelmatigheid in de beweging der sterren en aan de rust en de kalmte, die gewoonlijk aan den hemel heerschen, konden niet zonder verbazing en schrik sterren zien, die plotseling verschenen in alle mogelijke streken des hemels, wier vorm zich van die van alle andere sterren onderscheidde, die dikwijls door onmetelijke licht-strooken schenen gevolgd of voorafgegaan te worden, en die, in

tegenstelling met alle andere bewegelijke hemellichamen, even plotseling verdwenen, als zij verschenen waren. Het is niet te verwonderen, dat verbazing en onwetendheid vrees in het leven riepen, daar de mensch wonderen pleegt te zien in alles, wat hem vreemd en onverklaarbaar voorkomt.

Het is trouwens niet te ontkennen, dat de verschijning eener groote komeet, zooals die van 1811, allen, die haar zien, zelfs deskundigen, met ontzag vervult, en de overdreven vrees der onkundige menigte verklaart, die daarin het werk van den goddelijken toorn of

van de duivelen der hel meent te herkennen. Wij zullen zoo aanstonds zien, dat die komeet eene lengte had van 176 ntillioen kilometers.

Het wonderlijke kon eerst verdwijnen, toen men de wetten van de beweging der kometen had gevonden; ook hier was Newton de baanbreker, naar aanleiding van de groote komeet van 1680. Nadat hij had gevonden, dat volgens de wetten van de algemeene aantrekkingskracht der stof de baan der komeet eene langgerekte kromme lijn moest zijn, trachtte hij, geholpen door Halley, zijnen vriend en medearbeider, de baan der nieuwe ster te berekenen en gelukte hem dit volkomen. Halley legde zich van toen af op dat gedeelte der sterrenkunde toe. en bemerkte later, dat de komeet van 1682 in haren loop om de zon zoozeer overeenkwam met twee kometen, reeds in 1531 en 1607 waargenomen, dat het zonder twijfel dezelfde komeet was, en dat zij dus in 1758 weder moest verschijnen.

Door den theoretischen arbeid van Newton en de berekeningen van Halley was de voorspelling van Seneca vervuld: de kometen, of ten minste sommige van deze, volgden regelmatige banen. Haar terugkeer kon vooruit bepaald worden; zij hielden op, toevallige verschijningen te zijn, het waren werkelijk hemellichamen met bepaalde banen. Het bovennatuurlijke was verdwenen, de natuurwetten hernamen hare rechten.

Halley had met zorgvuldigheid berekend, dat de werking der planeten den volgenden terugkeer der komeet zou vertragen; hij had dien terugkeer voorspeld tegen het einde van 175^ of h^et begin van 1759. Men moest nu met de verbeterde mathematische formules den terugkeer der komeet nauwkeurig berekenen. Clairaut verrichtte op schitterende wijze het algebraÃ¯sche gedeelte van het werk; maar het reuzenwerk, om die formules uit te cijferen, moest nog gedaan worden. Twee cijferaars hadden dien moed: de astronoom Lalande en Hortensia Lepaute (naar wien de Hortensia genoemd is, die door Legentil uit IndiÃ« is medegebracht). Gedurende zes maanden werkten zij onophoudelijk door, om de algebraÃ¯sche formules van Clairaut in cijfers over te brengen. Men vond, dat Saturnus den terugkeer der komeet 100 dagen en Jupiter dien 518 dagen zou vertragen, te zamen 618 dagen, zoodat haar omloopstijd 1 jaar en 8 maanden langer was dan de vorige, en dat de doorgang door het perihelium in het midden van April 1759 zou plaats hebben, met eene onzekerheid van eene maand.

gierigheid in Europa op. De komeet verscheen, zij doorliep den voorgeschreven weg tusschen de sterrenbeelden ! Zij ging door het perihelium den i2^denMaart 1759, juist Ã©Ã©ne maand vÃ³Ã³r den aangewezen dag. Zoo heeft de komeet van Halley een nieuw tijdperk geopend in de sterrenkunde.

Inderdaad was die voorspelling de bewondering der astronomen niet minder waard dan die van het groote publiek. Men behoeft zich slechts te herinneren, dat in dien tijd de loopbaan van Saturnus de grenzen van het zonnestelsel aanwees, om te begrijpen, dat er stoutmoedigheid toe noodig was, om eene komeet te plaatsen op zoodanige afstanden, als fig. 235 ons doet zien. De loopbaan der komeet is thans volkomen bepaald. Zij heeft eene omwenteling volbracht van 1759 tot 1835. Haar laatste doorgang door het perihelium heeft plaats gehad den 16^clenNovember 1835, zoodat de omloopstijd was 28006 dagen, in plaats van 27937, die verloopen zijn tusschen

de doorgangen van 1682 en 1759; er is eene vermeerdering van ^I35 dagen, door Jupiter veroorzaakt, en eene vermindering van 66 dagen, door den invloed van Saturnus, Uranus en de aarde. De volgende doorgang door het perihelium zal plaats hebben op den 24^sten Mei 1910; de omloopstijd zal dan naar de berekeningen van PontÃ©coulant 27217 dagen of 74 jaren en 6 maanden zijn. Van 1835 tot 1873 heeft zij zich van de zon verwijderd; in het laatstgenoemde jaar heeft zij haar aphelium bereikt, en zoo is zij thans op hare terugreis naar het gebied der aarde en der zon. Wij allen hopen haar in 1910 terug te zien.

^ De beweging der kometen in de ruimte. De kometenbanen. De thans bekende periodieke kometen.

Uit het mathematisch onderzoek van de banen, door de kometen afgelegd, kon, zooals wij zooeven zagen, worden afgeleid, dat ongetwijfeld enkele zich in ellipsen om de zon bewegen, maar dat de excentriciteit dier ellipsen veel grooter is dan bij de planeten. Bovendien bleek het, dat alle kometen, die dicht genoeg bij ons komen, om met het bloote oog of met eenen kijker te worden gezien, dan ook tevens om de zon heentrekken in dat gedeelte der baan, dat door ons kan worden waargenomen; daarna verwijderen zij zich tot op grooteren of kleineren afstand van de zon, sommige misschien wel tot op oneindigen afstand.

De schoonste daaronder waren die van 1811, 1843, '858, 1861, 1862, 1881, 1882 en 1887. Die van 1887 is met het bloote oog alleen in het zuidelijk halfrond zichtbaar geweest.

De kometen onderscheiden zich in vier opzichten van de planeten ; 1⁰ door hare nevelachtige gedaante en haren dikwijls uitgebreiden staart; 2⁰ door de langgerekte banen, die zij beschrijven; 3⁰ dooide helling der banen, die, in plaats van samen te vallen met het vlak der ecliptica, of ten minste binnen den dierenriem te liggen, zooals die der planeten, alle mogelijke hoeken met de ecliptica maken, zoodat de kometen dikwijls in de nabijheid van de pool des hemels gezien worden; 4⁰ door de richting harer beweging: terwijl toch alle planeten zich, van de zon gezien, in Ã©Ã©ne richting bewegen, is dit bij de kometen niet altijd het geval; sommige hebben eene teruggaande beweging. Hieruit volgt, dat de kometen niet denzelfden oorsprong hebben als de planeten, dat zij niet tot het zonnestelsel behooren, dat zij zich kunnen verplaatsen van het Ã©Ã©ne zonnestelsel naar het andere, dat zij zich door de onmetelijke ruimte voortbewegen, en dat die kometen, welke om onze zon

heen wentelen, op haren tocht onder den invloed van de aantrekkende werking der zon gekomen zijn, terwijl hare baan vervormd en gewijzigd is geworden door de planeten van ons zonnestelsel.

Gewoonlijk bestaat eene komeet uit een meer of minder sterk lichtend punt, omgeven door eene nevelachtige vlek, die in eene bepaalde richting uitvloeit. Het heldere punt heet de kern der komeet; het uitvloeiende licht, dat de kern vergezelt, heet de staart der komeet, en het gedeelte van den nevel, dat de kern onmiddellijk omgeeft, heet het haar. De kern en het haar worden samen het hoofd genoemd.

Niet alle kometen vertoonen zich onder den hier aangegeven vorm. Er zijn er, die van verscheidene staarten voorzien zijn. Andere hebben haar en eene kern zonder staart. Nog andere hebben alleen eene kern, zoodat zij gemakkelijk voor planeten kunnen worden aangezien. De planeten Uranus en Ceres zijn in den eersten tijd na hare ontdekking voor kometen aangezien. Eindelijk ziet men er, die alleen uit eene nevelachtige vlek bestaan, zonder een spoor van kern.

Sommige kometen, zooals die van 1843, 1680, 1769, 1610, hebben staarten, die eene lengte hebben van een vierde deel en zelfs van de helft van den hemel. In 1744 zag men eene komeet met zes staarten; ieder dier staarten had eene lengte van 30Â° tot 40Â°, de zes staarten hadden te zamen eene breedte van 44⁰. Dit zijn echter slechts uitzonderingen; de kometen hebben gewoonlijk veel kleinere afmetingen.

Die nevelachtige staarten schijnen recht, of liever zij hebben den vorm van bogen van cirkels, wier middelpunt in ons oog gelegen is. Toch zijn er enkele, die eene andere gedaante hebben. Zoo was de staart van de komeet van 1869 gekromd als eene turksche sabel, en had zij eene uitgestrektheid van 68Â°. De schoone komeet van

Eene komeet wordt slechts eenen korten tijd aan den hemel gezien. Men ziet haar eerst aan een gedeelte des hemels, waar men vorige dagen niets gezien had. Den volgenden dag ziet men haar weer; maar zij is tusschen de vaste sterren merkbaar van plaats veranderd. Men kan haar zoo een zeker aantal dagen, somtijds maanden, aan den hemel zien, en dan verdwijnt zij voor ons. Dikwijls kan men de komeet niet meer zien, omdat zij te dicht bij de zon gekomen is en omdat liet heldere zonlicht haar dan geheel verduistert; maar dan ziet men haar spoedig weder aan de andere zijde van de zon, om eenigen tijd later voor goed te verdwijnen.

Om zich nauwkeurig rekenschap te kunnen geven van de beweging der kometen, moet men zich eerst een helder denkbeeld vormen van de parabool. Wij hebben vroeger (bladz. 40) over de ellips gesproken. Onderstellen wij, dat wij in fig. 15 het linker brandpunt F' en den top A' onveranderd laten, en het rechter brandpunt F langs het verlengde der groote as verschuiven, dan verkrijgen wij ellipsen, die de eerste omgeven en hoe langer hoe meer uitloopen in rechte lijnen. Indien dat tweede brandpunt op eenen oneindigen afstand verwijderd is, heeft de ellips slechts Ã©Ã©n brandpunt, en de twee takken openen zich, om niet meer aaneen te sluiten; de kromme lijn houdt dan op ellips te zijn en is parabool geworden. De parabool is dus eene kromme lijn met Ã©Ã©n brandpunt, wier takken zich hoe langer hoe verder van elkander verwijderen. Eene komeet, die eene parabool beschrijft, komt dus slechts Ã©Ã©ne enkele maal in de nabijheid der zon, zij komt uit de oneindige ruimte en keert weder daarheen terug. Wij noemden de excentriciteit eener ellips: de verhouding tusschen den afstand van het middelpunt tot Ã©Ã©n der brandpunten, en de halve groote as. Bij den cirkel is de excentriciteit nul. Bij de loopbaan van Mercurius is zij 0,2 (fig. 172); bij de loopbaan der kleine planeet Aethra is zij 0,34 (fig. 195); bij die der komeet van Halley is zij 0,9 (fig. 235). Als de excentriciteit 1 wordt, dan is de ellips in eene parabool overgegaan. Eindelijk kan er eene kromme lijn bestaan, die nog verder geopend is dan de parabool: deze heet de hyperbool; hare excentriciteit is grooter dan 1.

De vorm der kromme lijn, door ieder hemellichaam beschreven rondom het brandpunt, dat daarop aantrekkende werking uitoefent, hangt af van de snelheid, die aan het lichaam is medegedeeld. Men noemt cirkelsnelheid die snelheid, die het met eene eenparige

(1) Ook eene snelheid, kleiner dan de cirkelsnellieid, doet eene ellips beschrijven.

Wij hebben reeds vroeger (bladz. 160) gezien, dat een kogel, van de aarde afgeschoten met eene snelheid van 11 300 meters in de secunde, nooit op de aarde zoude terugkomen (1), omdat die snelheid met betrekking tot de cirkelsnelheid van 8000 meters, die dat lichaam als wachter om ons heen zoude doen draaien, eene parabolische snelheid zoude zijn.

wij eene parabolische baan zouden beschrijven en voor altijd de weldadige bron van licht en warmte achter ons zouden

laten, die ons thans koestert. Zoodra wij dus in onze streken eene komeet zien, die zich in de ruimte met die snelheid voortbeweegt, dan weten wij, dat zij eene parabool beschrijft. Nu is gewoonlijk de snelheid der kometen zÃ³Ã³ groot, dat zij nooit meer terugkomen, of dat zij zÃ³Ã³ groote ellipsen beschrijven, dat zij eerst na duizenden jaren terugkeeren.

Men kan de kometen beschouwen als kleine nevelvlekken, van zonnestelsel naar zonnestelsel trekkende, gevormd door de verdichting der kosmische stof, die in zoo groote hoeveelheid in het heelal verspreid is. Als de kometen voor ons zichtbaar worden, hebben zij eene zoo treffende overeenkomst met de nevelvlekken, dat men ze dikwijls daarmede verwart, en alleen door vergelijking met de kaart der bestaande nevelvlekken, en door hare beweging te volgen, kan men ze herkennen. Denken wij ons eene hoeveelheid dier kosmische

stof, in de wereldruimte voortgaande; hetzij door de richting harer beweging, hetzij door de verplaatsing van het zonnestelsel, ondervindt die stof de aantrekkende werking der zon, en beweegt zij zich van nu af aan naar haar toe. Als de zon niet door planeten omgeven was, of indien de planeten stil stonden, zou de snelheid der komeet regelmatig toenemen, zou zij om de zon in eene parabolische baan heen draaien, en zou de snelheid, die zij zou verkrijgen, als zij de zon naderde, juist voldoende zijn, om haar in de oneindige ruimte . terug te jagen langs den tweeden tak dei-parabool, symmetrisch met den eersten. Maar door de beweging der planeten in hare banen ondergaat de komeet eene verandering in snelheid, zoodra zij op eenen bepaalden afstand daarvan verwijderd is; de planeten kunnen zoowel de snelheid der komeet vermeerderen als verminderen. Als de som der versnellingen, door alle planeten veroorzaakt, de vertragingen overtreft, zal de komeet ons zonnestelsel verlaten met eene snelheid, grooter dan de parabolische, en zal zij nooit terugkeeren. Indien daarentegen de vertragende krachten de overhand hebben, zal de loopbaan in eene ellips veranderen, die meer of minder gerekt is, naar gelang van het bedrag, waarmede de vertragende krachten de versnellende krachten overtreffen. Eene planeet als Jupiter b. v., die ze als hare prooi schijnt te beloeren, kan de baan in eene ellips met korten omloopstijd veranderen en van de komeet een blijvend lid van ons zonnestelsel maken.

Als eene komeet plotseling aan den hemel verschijnt, dan hoort men wel eens beschuldigingen tegen de astronomen, als zouden zij in hunnen plicht te kort gekomen zijn, door haar niet vooraf aan te kondigen, of ook wel trekken zij de waarde der astronomische theorieÃ«n in twijfel. Uit het voorgaande zal men begrepen hebben, dat men, waar de kometen oorspronkelijk niet tot ons zonnestelsel behooren, alleen den terugkeer kan voorspellen van die, welke eene gesloten baan om de zon beschrijven, en waarvan men de elementen heeft kunnen berekenen uit Ã©Ã©ne of meer vroegere verschijningen in de nabijheid der aarde.

Van alle waargenomen kometen kent men er slechts zeventien, wier periodiciteit bewezen is.

korten omloopstijd hebben, afwisselende tusschen drie en veertien jaren; bijna alle hebben eene rechtloopende beweging, dat is eene beweging in de richting, waarin de planeten zich bewegen; enkele, zooals die van Tuttle, PonsâBrooks en Olbers beschrijven eene baan, die eene groote helling heeft ten opzichte van de ecliptica, terwijl vijf dichter tot de zon naderen dan Jupiter. Bijna al die kometen zijn gewoonlijk met het bloote oog zichtbaar. De dertien eerste danken hare opneming in het zonnestelsel waarschijnlijk aan Jupiter, de andere aan Saturnus, Uranus en Neptunus. In fig. 239 zijn de loopbanen van tien periodieke kometen geteekend.

Enkele dier kometen hebben eene uit een astronomisch oogpunt interessante geschiedenis. De komeet van Encke, den 2 6^sten November 1818 door Pons, te Marseille ontdekt, bleek dezelfde te zijn als die van 1786, 1795 en 1815; Encke berekende, dat haar omloopstijd 3 jaren en 106 dagen of omstreeks 1212 dagen bedroeg. Die omloopstijd kan verscheidene dagen verschillen naar gelang van de storingen, door de planeten uitgeoefend. Sedert 1818 is de komeet geregeld op den bepaalden dag verschenen, maar bij iedere harer omwentelingen is er eene vermindering in de periode, welke 2^2 uur bedraagt. Op het einde der vorige eeuw was die periode 1213 dagen ; zij was in 1818 1212 dagen, in 1838 1211 dagen, in 1858 1210 dagen; thans is zij, na verbetering voor de storingen der groote planeten, 1208 dagen. Waaraan moet die vermindering worden toegeschreven ? Als deze bleef voortgaan, zou de komeet geleidelijk volgens eene spiraal de zon naderen, en zou zij eindigen met daarop neer te komen. Misschien is dit werkelijk het lot van een groot

aantal kometen. Men heeft ondersteld, dat de ether, die als voertuig dient voor de voortplanting der lichtgolven, en die de geheeie wereldruimte vult, eenen zekeren tegenstand biedt aan de beweging van zoo ijle lichamen als de kometen. Maar er is Ã©Ã©ne bedenking, en wel deze, dat de overige kometen met korten omloopstijd eenen zoodanigen tegenstand niet schijnen te ondervinden. Het materiaal van kometen met korten omloopstijd is echter niet groot genoeg, om hierover met zekerheid te kunnen beslissen. Het zou mogelijk

kunnen zijn, dat de invloed der kleine planeten, in wier nabijheid de komeet zich twee van de drie jaren bevindt, de oorzaak is van die verkorting van den omloopstijd. De komeet heeft het voorkomen van eenen zwakken nevel, zij is als eene ster der 6^lt;le grootte met het bloote oog zichtbaar geweest in 1828, 1838 en 1847. Men heeft hare massa trachten te bepalen, maar zij oefent op de pla neten niet de minste storende werking uit. Zij is zoo licht, dat men de sterren door haar heen onderscheiden kan. Toch meenen sommigen uit de sterkte van het door haar teruggekaatste zon-

De tiende van onze periodieke kometen is nog veel merkwaardiger. Zij is den 27^sten Februari 1826 door ISiela ontdekt, en tien dagen latei-te Marseille door Gambart, die hare loopbaan berekende, en vond, dat zij dezelfde was als die van 1772 en 1805. Zes jaren later, in 1832, kwam zij terug en gaf zij aanleiding tot de paniek, waarvan wij in het vorige hoofdstuk spraken. Zij sneed echter, zooals wij zagen, het vlak van de loopbaan der aarde op den aanmerkelijken afstand van 80 millioen kilometers. Trouwens, indien iemand reden had bang te zijn, dan waren het niet de aardbewoners, maar wel de bewoners der komeet; deze is dan ook door de aantrekkende werking der aarde aanmerkelijk in hare beweging gestoord geworden. Zij is in 1839 teruggekeerd, maar onder te ongunstige voorwaarden, om te kunnen worden waargenomen. Men heeft haar in 1845 teruggezien op den 2 5^stcn November, op de plaats, waar zij volgens de berekening staan moest, en men volgde haren loop aan den hemel; alles ging zooals men verwachtte, totdat zij, onverwacht schouwspel! den 2 9^sten December in tweeÃ«n brak. Wat was er in haren boezem voorgevallen? Van waar die scheiding? Wat was de oorzaak van die omwenteling? Men weet het niet, maar zeker is het, dat men van toen af in plaats van Ã©Ã©ne komeet, twee kometen zag, die als tweelingzusters voortgingen, ieder met eene kern, hoofdhaar en staart begiftigd, en die zich hoe langer hoe verder van elkander verwijderden, totdat zij het perihelium gepasseerd waren. Daarna begonnen zij weer tot elkander te naderen. Op den 13^den Februari 1846 waren zij 314000 kilometers van elkander verwijderd. Het kometenpaar verdween weldra uit het gezicht.

Op het einde van Augustus 1852 kwamen de zusters weder te voorschijn, maar nu op meer dan 2 millioen kilometers van elkander verwijderd. Ook toen werd de afstand tusschen de beide kometen kleiner, zoodra zij het perihelium gepasseerd waren.

Maar die vreemde komeet bereidde den astronomen nog eene andere verrassing vÃ³Ã³r. De waargenomen verandering was nog slechts een voorteeken van het lot, dat haar wachtte; want men moge het zich al zoo lang mogelijk ontveinsd hebben, het is niet te ontkennen, dal de komeet verloren is gegaan; alle pogingen, na 1852 in het werk gesteld, om haar terug te vinden, zijn vruchteloos geweest; volgens hare elliptische beweging zoude zij moeten zijn

teruggekeerd in 1859, 1866, 1872, 1878, 1885, 1892, maar zij is niet teruggekomen.

Een dergelijk lot heeft reeds in 1779 de komeet van Lexell getroffen ; maar bij deze is de reden der verandering bekend: zij is zÃ³Ã³ dicht tot Jupiter genaderd, dat daardoor hare baan geheel is gewijzigd. De komeet, in 1770 waargenomen, bewoog zich in eene ellips, en zou in 1781 moeten teruggekeerd zijn, als zij niet te dicht tot Jupiter was genaderd. Jupiter heeft op de komeet eene buitengewoon krachtige werking moeten uitoefenen, daar zij zoo dicht tot Jupiter naderde, dat zij bijna tusschen de wachters der planeet is doorgegaan. Den 28^sten Juni 1770 is de komeet van Lexell onze aarde genaderd op eenen afstand van zeven maal den

afstand der maan (i). Eene andere komeet, die bij hare ontdekking periodiek was, en wel de komeet van Vico, in 1844 te Rome ontdekt, zou moeten teruggekeerd zijn in 1850, 1855, 1861, 1866 enz., maar heeft nooit meer iets van zich laten hooren.

De komeet van Biela heeft noch Jupiter, noch eenige andere groote planeet op haren weg ontmoet; hoogst genomen zou zij kunnen ge-enterd zijn door Ã©Ã©ne der kleine planeten, maar ook dit is bijna onmogelijk ; bovendien zijn die kleine planeten zelf zÃ³Ã³ licht, dat zij de komeet niet zouden verhinderd hebben, haren weg voort te zetten.

Nog hebben wij niet alle verrassingen vermeld, die de komeet van Biela den astronomen bereid heeft. Hare baan snijdt de aardbaan in het punt, waar de aarde den 2 7^sten November staat. Welnu! men dacht nauwelijks meer om de komeet, toen den 2j^stcquot; November iSy2 een regen van vallende sterren uit den hemel neerviel; die regen duurde van 7 uren 's avonds tot 1 uur 's morgens; op de sterrenwacht van het collegium Romanum te Rome telde men er 13892, te Montcalieri 33400, in Engeland telde Ã©Ã©n enkele waarnemer 10579. Het geheele aantal wordt op 160000 geschat. Zij kwamen alle uit hetzelfde punt van den hemel, gelegen in de nabijheid van de ster y in het sterrenbeeld Andromeda. Wat was die sterrenregen ? Het is aan geen twijfel onderhevig, dat de aarde toen duizenden lichaampjes ontmoet heeft, die zich bewogen in de loopbaan van de komeet van Biela. Ãe komeet zelf zou, zoo zij nog bestond, 12 weken te voren dat punt gepasseerd zijn. Het is dus zeker niet de komeet zelf, die wij ontmoet hebben, maar misschien wel een gedeelte van hare overblijfselen, die zich na de splitsing in 1846 achter het hoofd der komeet over hare baan kunnen hebben verspreid (1). In 1885 en 1892 heeft zich het verschijnsel herhaald.

Ziedaar de geschiedenis van die vreemde komeet. Het feit, dat eene komeet zich in twee of meer deelen verdeelt, is echter, hoewel zelden, meer voorgekomen. De oude Grieksche geschiedschrijver Ephorus verhaalt, dat in het jaar 371 v. C. eene komeet zich in twee deelen verdeeld heeft. Seneca schijnt aan de mogelijkheid eener zoodanige splitsing getwijfeld te hebben, maar Keppler, die daaromtrent meer bevoegd beoordelaar was, merkte op, dat daarin niets onmogelijks gelegen was, en dat eene dergelijke verdeeling bij de tweede komeet van 1618 heeft plaats gehad. Chineesche waarnemers hebben in hunne annalen drie kometen geboekt, die in 896 als deelen eener zelfde komeet gezamenlijk hare baan doorliepen. De kern der komeet van 1652 verdeelde zich in vier of vijf deelen, die eene iets grootere dichtheid hadden dan het overige deel der komeet, en dergelijke waarnemingen heeft men ook gedaan op de kometen van 1661 en 1664. In de komeet van Brorsen (de 3^dc onzer periodieke kometen) heeft men den i4^den Mei 1868 vier kernen kunnen onder-

(1) De Duitsche astronoom KlinkerfÃ¼ss seinde naar Pogson te Madras: âDe komeet van Biela ontmoette de aarde 27 Noyember. Zoek bij Squot; Centauri.quot; Pogson zocht op de aangegeven plaats, en zag daar werkelijk eene komeet; het slechte weer belette hem, meer dan twee waarnemingen te doen; daar drie volledige waarnemingen voor de berekening eener kometenbaan noodig zijn, zoo kon omtrent die baan niets worden afgeleid.

scheiden. De komeet van Liais van i860 is eveneens als eene dubbele komeet te Olinda in BraziliÃ« waargenomen, en op het oogen-blik, waarop zij verdween, had de voornaamste komeet drie kernen. Ook in de groote komeet van 1882 heeft men eene splitsing der kern waargenomen. In 1889 zag men door den teleskoop eene komeet, in drie deelen verdeeld. Het staat dus vast, dat de kometen zich in verscheidene deelen kunnen splitsen, dat zij zelfs tot zeer kleine deeltjes kunnen verbrijzeld worden, en dat de vallende sterren de overblijfselen kunnen voorstellen.

Bij de vroeger besproken kometen, waarvan de terugkeer is waargenomen, moeten wij als periodieke kometen ook die voegen, waarvoor de berekening heeft aangetoond, dat zij grootere of kleinere ellipsen beschrijven. De banen dier kometen zijn niet zoo zeker als de vorige; want indien eene komeet, die reeds eenige malen is teruggekeerd, verloren is gegaan, hoeveel te meer is dan niet een dergelijk lot te vreezen voor die kometen, wier banen alleen zijn bepaald uit het onderzoek van het kleine gedeelte der ellips, dat nabij de zon gelegen is, en dat zoo gemakkelijk met de parabool kan verwisseld worden. Daarbij komt nog, dat onder andere de aantrekking van Jupiter de banen der kometen, die te dicht tot haar naderen, geheel kan veranderen. Zoo is de baan der komeet Brorsen in 1760 en 1842 door Jupiter aanmerkelijk gewijzigd en zal dit in 1937 weder het geval zijn. Zij kan zelfs later wel parabolisch worden. Het behoeft geen betoog, dat de periodes onzekerder zijn naarmate zij grooter zijn : te durven beweren, dat eene komeet zich verwijdert tot op 80485 maal den zonsafstand der aarde, en dat zij weer zichtbaar zal zijn in het jaar 2 80! 864, zou de grenzen te buiten gaan van het gezonde verstand, nu wij vroeger gezien hebben, welke bekende en onbekende strikken aan de kometen gelegd zijn.

Zoo verwachtte men in 1848 den terugkeer van de komeet van 1556, die van Karei V genaamd, wier periode op 292 jaren gesteld was en die dezelfde scheen te zijn als die van 1264. Haar verschijnen was den eersten keer samengevallen met den dood van Paus Urbanus IV, en den tweeden keer met den troonsafstand van Karei V en zou in 1848 zijn samengevallen met de laatste dagen der Julimonarchie. Zij is niet teruggekeerd en wordt nu niet meer verwacht.

Van de waargenomen kometen zijn die van 1680, 1843, 1811, 1858, 1861, 1874, 1880, 1881 en 1882 de belangrijkste.

verschenen zijn in het jaar 1106 vÃ³Ã³r onze jaartelling, in de jaren 531 en 43 vÃ³Ã³r Christus, en zooals wij vroeger zagen, volgens de berekeningen van Whiston, ten tijde van den zondvloed. Maar niet de fantasiÃ«n van den theoloog-astronoom hebben haar beroemd gemaakt ; wel de berekeningen van Newton, waardoor de theorie der kometen is gegrondvest geworden; en bovendien het ongehoorde en ongeloofelijke feit, dat zij den 8^stcn December, zonder verbrand te zijn, de zon gepasseerd is op eenen afstand van 0,0062, dat is van slechts 920000 kilometers. Zij had toen eene snelheid van 500000 meters in de secunde! Die afstand is slechts ¹/igo van den zonsafstand der aarde, zoodat zij toen van de zon 160 X 160 of 25600 maal meer warmte ontving dan wij des middags in den zomer van haar ontvangen. Die warmte is 2000 maal grooter dan die van gloeiend ijzer. Een ijzeren bol, zoo groot als onze aarde, tot die temperatuur verhit, zou 50000 jaren noodig hebben, om af te koelen.

Maar vergeten wij niet, dat de komeet in haar perihelium eene zoo groote snelheid heeft, dat zij niet zeer sterk kan verwarmd worden. De komeet van 1680, wier staart eene lengte had van 240 millioen kilometers, kan zich tot op 855 maal den zonsafstand der aarde, dat is tot op 126 milliard kilometers van de zon verwijderen ; hare waarschijnlijke periode is 88 eeuwen.

De komeet van 1843 ^{18 no}S ^veel merkwaardiger. Haar zonsafstand in het perihelium, met volkomen nauwkeurigheid bepaald, bedraagt slechts 0,0055, dat is 805 000 kilometers, van het middelpunt der zon af gerekend, zoodat zij tot op slechts 124 000 kilometers van de gloeiende oppervlakte der zon genaderd is; zij is dus ongetwijfeld door de waterstofatmosfeer heengegaan, wier bestaan ons door de totale zoneclipsen is geopenbaard. De afstand van oppervlakte tot oppervlakte is hoogstens 5 2 000 kilometers geweest. Wij hebben reeds vroeger opgemerkt, dat op de zon uitbarstingen plaats hebben, wier hoogte 320000 kilometers bedraagt. Hoe is het mogelijk, dat die onvoorzichtige hemelvlinder niet verbrand en verteerd is in die vlammen, wier temperatuur honderdduizenden graden moet bedragen? Er was daar eene temperatuur, minstens 30000 maal hooger, dan die, welke wij van de zon ontvangen. En toch is de vreemde bezoekster heelhuids uit dien oven teruggekeerd, zonder in haren

Is de komeet van 1880, door Goulcl te Cordoba ontdekt, met die van 1843 identiek, en is de omloopstijd dier komeet van 1843 verkort door den tegenstand, in de eorona der zon ondervonden ? Ziedaar vragen, waarop het antwoord nog niet met zekerheid kan gegeven worden.

Dit is geschied op den 27^sten Februari 1843 te io^u 39^m (middelbare tijd voor Amsterdam). Zij is in ruim 2 uren van de Ã©Ã©ne knoop barer baan tot de andere knoop gesneld met eene snelheid van 550000 meters in de secunde. Achter haar strekte zich een staart uit, 320 millioen kilometers lang, dus hveemaal zoo lang als de zonsafstand der aarde. Het uiteinde van den staart, die altijd van de zon afgekeerd blijft, zou eene snelheid hebben, die alles overtreft, wat men zich kan voorstellen. Die snelheid zou millioenen meters in de secunde moeten bedragen. Nu is eene snelheid van 608 000 meters in de secunde, in de nabijheid der zon reeds voldoende, om het lichaam, dat die snelheid bezit, eene parabool te doen beschrijven, die het voor eeuwig van de zon zou verwijderen; het uiteinde van den staart der komeet van 1843 zou dus opgehouden hebben, tot de komeet te behooren, die zelf eene elliptische baan beschrijft; een deel van den staart zou dus van de komeet losgerukt moeten zijn. Iets dergelijks wordt niet waargenomen; de kometen van 1843 en van 1860 behouden hare staarten in denzelfden vorm. Wij zullen later zien, hoe dit kan worden verklaard. Die wonderlijke komeet is voor het eerst zichtbaar geweest op den 2 8^sten Februari op het midden van den dag, naast de zon. Haar afstand tot de zon veranderde in den loop van dien dag in de reden van 1 tot 10. De rechterhelft der baan, in fig. 241 geteekend, is zuiver theoretisch. Op het oogenblik, dat zij voor het eerst werd waargenomen, was zij het perihelium reeds gepasseerd.

Belangrijk zijn ook de kometen van 1811 en 1858. Indien de eerste hare geschiedenis kon verhalen, zou zij ons mededeelen, dat Europa bij hare laatste verschijning overdekt was met soldaten, terwijl Napoleon bezig was, een vijf millioen menschen uit te roeien; dat bij hare voorlaatste verschijning, in 1254 v. C., de wereld te wapen was, om de schaking van Helena; dat nog eenen keer vroeger, in 4320 v. C., Egypte bezaaid was met menschen, gewapend met messen, speren en lansen, die elkander in de bergpassen ver- â¢ moordden, terwijl een heirleger van slaven met zweepslagen gedwongen werd, de pyramiden te bouwen; dat in het jaar 7400 v. C. AziÃ« overdekt was met woeste horden, die met slingers en stokken elkander bestreden om het bezit van China, onder aanvoering van op olifanten gezeten vorsten; dat nog vroeger, in het jaar 10450 v. C, troepen wilden elkander met steenen, bijlen en hamers in de wouden vermoordden om het bezit van eenen reebok;

dat nog eenige kometenjaren vroeger, misschien twintig of dertig duizend jaren geleden, de groote apen, die zij tot nu toe aan de spits van het dierenrijk gezien had, eenigszins gewijzigd waren, iets meer recht op liepen en iets minder behaard geworden waren, maar evenals thans nog in bloedigen strijd ... en dan nog te moeten hooren van den hoogen trap van beschaving, dien wij op aarde bereikt hebben !

Wij stippen slechts even de kometen van 1880, 1882, 1887 aan, waarvan die van 1880 eenen staart had van 40Â°; die van 1882 is in de

onmiddellijke nabijheid van de zon gekomen en had toen eene snelheid van 480000 meters in de secunde. Die van 1887 had geen kern. Het zou ons te ver voeren, nog meer bijzonderheden mede te deelen.

Tot de schoonste kometen van onze eeuw behoort echter de groote komeet van 1858, den 2^den Juni van dat jaar door Donati ontdekt, en die in September en October met het bloote oog zichtbaar was. Haar staart had eene lengte van 64Â°, wat overeenkomt met 88 millioen kilometers. Hare kern had eene middellijn van 900 kilometers en veranderde telkens van grootte. Haar omloopstijd

is waarschijnlijk 1950 jaren. De kometen van 1680, 1769, 1264, 1618 en 1861 hadden staarten, grooter dan 90Â°.

De komeet van 1861, die den ^o^sten Juni van dat jaar plotseling in geheel Europa zichtbaar werd, had eenen staart van 118Â°. Zij heeft waarschijnlijk eenen omloopstijd van 422 jaren. In het volgende hoofdstuk komen wij op die komeet, die voor de studie van den natuurkundigen aard der kometen van zooveel gewicht is, nog nader terug.

Dit overzicht van de kometen en van hare beweging in de ruimte zal nog vollediger worden, indien wij nog hierbij voegen, dat de

kometen met korten omloopstijd, wier terugkeer is waargenomen, en de kometen met langen omloopstijd, die evenzeer gesloten banen om de zon beschrijven, slechts het kleinste gedeelte van de waar-eenomen kometen uitmaken. Sedert de oudste waarnemingen der

Chineesche, Chaldeeuwsche en Grieksche astronomen heeft men met het bloote oog, en sedert 1610 met behulp van kijkers, meer dan 900 kometen waargenomen.

Indien wij van dit getal van 900 kometen aftrekken de 100, die meermalen zijn teruggekeerd, dan komt men tot het getal van 800 verschillende kometen. Men houde hierbij echter in het oog, dat

alle kometen tot aan de zestiende eeuw met het bloote oog werden waargenomen, terwijl een groot aantal na dien tijd door middel van kijkers zijn geobserveerd. Onze lijst geeft dus tot 1600 alleen de helderste kometen; die welke Ã³f te zwak zijn, Ã³f te ver van de aarde verwijderd, om met het bloote oog te kunnen worden waargenomen, zijn veel talrijker; in onze eeuw zijn er b. v. ongeveer

30 met het bloote oog zichtbaar geweest, terwijl 300 door den teleskoop gezien zijn.

Hoeveel kometen zijn er aan den hemel? Keppler antwoordt hierop: Â»Evenveel als er visschen in den Oceaan zijnquot;. Dit is volstrekt niet overdreven. Wij merkten reeds op, dat meer dan 800 kometen zijn waargenomen. Had men reeds voor twintig eeuwen teleskopen gekend, dan zon dat aantal waarschijnlijk ruim 8000 geweest zijn.

Daarbij komt nog, dat de lange dagen van den zomer ons beletten, ongeveer V? te ontdekken, zoodat het normale cijfer dan ruim 9000 wordt. Lang niet alle teleskopische kometen, die in de nabijheid der aarde komen, worden van hier uit gezien, niet alle gedeelten des hemels worden steeds door de astronomen waargenomen; meer dan de helft der kometen gaan ongemerkt voorbij, zonder nog de nachten mede te tellen, dat eene bewolkte lucht het waarnemen belet. Wij blijven dus zeker beneden de waarheid, indien wij aannemen, dat sedert twee duizend jaren meer dan 20000 kometen in de nabijheid der aarde gekomen zijn. Onze berekening geldt alleen voor die kometen, die zÃ³Ã³ dicht tot de aarde naderen, dat zij kunnen worden gezien. Als zij gelijkmatig over de ruimte tusschen de planeten verdeeld zijn, dan moet dat aantal toenemen in de reden van de derde machten der zonsafstanden, en zouden er meer dan 20 millioen kometen tusschen de zon en Neptunus gelegen zijn. Nu is het wel waarschijnlijk, dat er betrekkelijk meer perihelia in de nabijheid der zon gelegen zijn, begrepen tusschen de loopbanen van Mercurius, Venus, de aarde en Mars, zoodat de toeneming niet evenredig is met de derde machten der afstanden; maar hier staat tegenover, dat die kometen, welke dicht genoeg tot de zon naderen, om van de aarde uit zichtbaar te zijn, slechts een zeer klein gedeelte uitmaken van alle kometen, die zich om de zon bewegen: er zijn er in alle richtingen in alle streken. Daarbij komt, dat de loopbaan van Neptunus niet de grens is van de aantrekkingskracht der zon; kometen kunnen zich om de zon bewegen, niet alleen op 30 maal den afstand der aarde, maar zelfs op 100000 maal dien afstand ; de kometen vliegen van de Ã©Ã©ne zon naar de andere, in alle moge lijke richtingen; zij bewegen zich ook om andere zonnen heen, evenzeer als om de onze. Wij moeten dus het aantal kometen niet bij millioenen of honderdtallen van millioenen, maar bij milliarden tellen. Indien wij reeds verbaasd zijn over het ingewikkelde der hierbij geteekende figuur (fig. 244), waar slechts 13 kometenbanen en 7 planetenbanen geschetst zijn, hoe zouden wij dan niet in verwarring gebracht worden door eene schets, waarin eenige duizenden dier banen waren geteekend?

Het wezen en de scheikundige samenstelling der kometen. Botsing van kometen met de aarde.

vast kan zijn of kan bestaan uit vaste aÃ«rolieten, die in het perihelium in gloeienden toestand kunnen geraken, maar die hoofdzakelijk bestaat uit gas, waarin dampen van koolstofverbindingen de overhand hebben.

Zoolang zij zich nog in de diepten der oneindige ruimten voortbewegen, hebben die massa's eene bolvormige gedaante, en missen zij den staart en den onregelmatigen haardos. Komen zij binnen het gebied der zon, dan zijn zij veel gevoeliger voor de verwarmende, lichtende, electrische en magnetische werking der zon dan de planeten. De komeet zet zich uit, hare dampen breiden zich in stroomen uit naar de zon, daarna ziet men die dampen aan weerszijden van het hoofd weggestooten en den staart vormen. Dikwijls ziet men om het hoofd eene kuif, en enkele malen vormt zich een sluier, bestaande uit eene reeks op elkander volgende lagen. Die gassen worden vervolgens naar achteren gestooten, terwijl de komeet snel haren loop vervolgt. De electriciteit schijnt hier eene belangrijke rol te spelen. De komeet houdt op bolvormig te zijn en wordt langwerpig, gerekt in de richting der zon.

De zon werkt op de komeet: 1Â° door hare aantrekking; zij vormt eenen dubbelen atmosferischen vloed, gelijk aan dien op de aarde uitgeoefend, maar des te sterker, naarmate de dampkring der komeet uitgebreider is en de komeet meer de zon nadert; 20 door hare warmte: daar zij de kern verhit, de gassen uitzet, nieuwe dampen ontwikkelt, en natuur- en scheikundige veranderingen teweegbrengt; 30 door de electriciteit en het magnetisme: waarvan stroomen in tegengestelde richtingen, aantrekkingen en afstootingen het onvermijdelijk gevolg zijn; 40 door eene afstootende kracht, waarvan het wezen ons nog onbekend is.

loop volgt, als eene streep lichtende stof. Dit is eene verkeerde opvatting. De staart is steeds van de zon afgekeerd, alsof hij de verlichte schaduw der komeet was, en is dikwijls een weinig gebogen in tegengestelden zin van de beweging. Indien wij de kromme eener willekeurige kometenbaan trekken (fig. 245), dan zien wij, dat, indien de staart vÃ³Ã³r het perihelium de ster schijnt te volgen, hij de komeet na dien tijd vÃ³Ã³rgaat. De staart blijft steeds in het vlak der kometen-baan, hij komt daar nooit buiten; hij is vlak en niet cylindervormig, zooals Arago nog meende. Zijne schijnbare grootte, zijne breedte en zijn vorm hangen ook af van de richting, waarin wij hem zien. Indien wij de schijnbare baan teekenen, door de komeet van Donati doorloopen, met de daarmede iederen dag overeenstemmende standen der zon, dan verkrijgen wij fig. 246, die ons duidelijk maakt, hoe de staart eener komeet zich in de ruimte verplaatst.

Onder de grootste kometen, die den aardbewoners verschenen zijn, had die van 1843 eenen volkomen rechten en van de zon af-gekeerden staart; wij hebben reeds opgemerkt, dat de staart 320 millioen kilometers bedroeg, en dat het bij den korten afstand, waarop hij tot de zon naderde en de daarmede samengaande fabelachtige snelheid zijner beweging, niet mogelijk is, aan te nemen, dat de staart werkelijk dien onmetelijken weg aflegt. Diezelfde redeneering is van toepassing op de kometen van 1680, 1880, 1882, 1887 en op alle groote kometen op het oogenblik van haren doorgang door het perihelium. Het kan dus niet anders, of de staart moet eene voortdurend uit het hoofd der komeet uitstroomende stof zijn, die door de zon afgestooten wordt en dus altijd van haar moet zijn afgekeerd. Het is dus niet dezelfde stof, die zich met de komeet

om de zon beweegt, maar telkens als de komeet eenen anderen stand ten opzichte van de zon inneemt, wordt de stof in eenen andere richting afgestooten, en daardoor dus schijnt de staart zich met de komeet te bewegen. Voor ons moet het dus denzelfden indruk maken, alsof dezelfde staartmassa zich met eene duizelingwekkende snelheid voortbewoog en onwrikbaar aan het hoofd der komeet verbonden was. Door enkelen wordt beweerd, dat de staart onstoffelijk is en het aanzijn verschuldigd is aan eenen electrischen toestand of aan eene trillende beweging van den ether, die het hoofd der komeet omgeeft. Wat men nu hieromtrent moge gelooven, zeker is het, dat

van de zon eene afstootende kracht moet uitgaan, waarvan het wezen ons tot nu toe nog niet bekend is.

Men zal zich een denkbeeld kunnen vormen van de groote veranderingen, die de zon op de kometen uitoefent, indien wij de fig. 247 en 248 beschouwen, die het hoofd van de komeet van 1861 voorstellen, zooals het te Rome met eene tusschenruimte van 24 uren door Secchi is waargenomen. Het hoofd straalde licht uit, dat, tot eene bepaalde hoogte gestegen, eenen schitterenden kring vormde, of eenen boog, die zich van achteren tot aan den staart uitstrekte.

of ovale nevelvlek. Naarmate zij de zon nadert, schijnt zij grooter te worden, en ontwikkelt zij een helder inwendig gedeelte, dat men

haar licht, door electriciteit, of door eene andere kracht. De verschijnselen zijn niet bij alle kometen dezelfde; zij verschillen dan ook onderling in menig opzicht. Dikwijls heeft men de staarten zien afnemen, vÃ³Ã³rdat de kometen het perihelium voorbij waren; ook heeft men lichtende lagen om het hoofd heen gezien, die naar de tegengestelde zijde der zon gedrongen werden en die de beide zijden van den staart verlichtten, terwijl de lijn, die midden over den staart liep, donker bleef; dit is het geval geweest met de komeet van Donati en met die van 1861. Men heeft ook kometen gezien, met eenen tweeden staart naar de zon gekeerd, zooals b. v. in 1824, 1850, 1851 en 1880; men heeft ook kometen waargenomen met drie, vier, vijf en zes staarten, zooals die van 1744. Ook de kernen zijn zeer verschillend; sommige zijn eenvoudig nevelachtig en laten de zwakste sterren door haar licht heenschijnen, andere schijnen uit Ã©Ã©ne of meer vaste massa's te bestaan, door eenen uit-gestrekten dampkring omgeven, sommige kometen, zooals die van 1887, hebben in het geheel geen kern. Het is dus niet onmogelijk, dat de dwaalsterren, die wij onder den naam van kometen samenvoegen, van verschillenden oorsprong zijn en uit verschillende soorten bestaan.

Wij geven thans eene tabel van de langste staarten, die gemeten zijn ; de eerste zijn het belangrijkste om hunne afmetingen en om den geringen afstand, waarop zij tot de zon kunnen naderen.

Men stelle zich de lengte voor van den staart der komeet van 1811, indien deze, in plaats van even ver van de zon verwijderd te blijven als de aarde, zoo dicht tot de zon zou genaderd zijn als de kometen van 1843 en 1680.

Vooreerst kunnen wij opmerken, dat zij zeer licht moeten zijn. Indien zij in de nabijheid der planeten komen, brengen zij niet de

minste storing teweeg in de beweging der planeten of der wachters; de komeet van Lexell is in 1769 en 1779 langs Jupiter heengegaan, wel niet tusschen de wachters door, zooals men eenen tijd lang ge-

niet van de staarten, die volkomen doorschijnend zijn), dan behoeven wij slechts te vermelden, dat sterren van de 5^lt;le, 6^lle, 8^ste en io^lt;legrootte zijn in 1774, 1795, 1796, 1819, 1824, 1825, 1828, 1835, 1847 door de hoofden van kometen bedekt geworden, zonder verzwakt te zijn of straalbreking te hebben ondervonden. Eene derde methode, die niet berust op de storingen der planeten of wachters, noch op de doorschijnendheid der kometen, maar op de veranderingen in de atmosfeer der kometen, heeft voor de massa van de komeet van Donati van die der aarde, en voor die van Encke

Men zou meenen, dat, indien eene komeet juist vÃ³Ã³r de zon heenging, de waarneming van dit feit van groot gewicht moet zijn voor

de kennis van het wezen der kern. Aan eenen dergelijken overgang heeft men verschillende verduisteringen van de zon toegeschreven, die in de geschiedenis of in de legenden vermeld worden, zooals de zoneclips, die op den dag van den dood van Jezus (bij volle maan) zou hebben plaats gehad, en die bij de heidensche geschiedschrijvers niet vermeld is. Een overgang eener komeet vÃ³Ã³r de zon heeft ook plaats gehad den 26^sten Juni 1819, den i8^lt;ien November 1826 en den i7^den September 1882; de eerste is waargenomen. De kern der komeet werd niet als eene zwarte schijf op de zon gezien, maar was lichtgevend, en lichter dan de omringende atmosfeer der komeet.

Men verwachtte eenen dergelijken overgang op den i8^den November 1826, maar het slechte weer belette de waarneming: een dichte mist bedekte op dien dag de zon over geheel Europa. De overgang van de komeet van 1882 over de zonneschijf is den i7^denSeptember van dat jaar door Gill aan de Kaap de Goede Hoop waargenomen; wel heeft men toen de komeet kunnen zien op het oogenblik, dat zij met de zonneschijf in aanraking kwam en deze weer verliet, maar bij den overgang zelf was zij onzichtbaar.

wier dichtheid niet alleen bij de verschillende kometen verschilt, maar ook op verschillende dagen bij dezelfde komeet; terwijl b. v. Struve den 7^c,en November 1828 eene ster van de 1 i^de grootte door de komeet van Encke heenzag, verdween voor Wartmann eene ster van de 8^ste grootte den 2 8^sten November achter dezelfde komeet. In het algemeen verminderen de sterren niet in lichtsterkte, als de kern eener komeet vÃ³Ã³r haar heengaat, welk verschijnsel herhaaldelijk is waargenomen. Enkele kometen schijnen geheel nevelachtig te zijn; andere schijnen te bestaan uit eene vaste of vloeibare kern, door eenen nevel omgeven; nog andere bestaan uit meer dan Ã©Ã©ne kern. Sedert de waarnemingen, door Arago gedaan op de komeet van

1819 door middel van de polarisatie van het licht, weten wij, dat de kometen gedeeltelijk licht geven door teruggekaatst zonlicht evenals de planeten, en dus uit deeltjes bestaan, die het zonlicht kunnen terugkaatsen. Maar hebben de kernen behalve dit teruggekaatste licht nog eigen licht? De eerste tijden na de toepassing der spectraalanalyse waren voor het onderzoek der kometen niet bijzonder gunstig, daar toen alleen zwak verlichte kometen zichtbaar waren. De eerste komeet, die met den spectrooskoop kon worden waargenomen, was die van 1864; het spectrum dier komeet bestond uit drie lichte, naar Ã©Ã©ne zijde uitvloeiende strooken; daarmede was dus aangetoond, dat de lichtbron in gasvormigen toestand verkeerde. Dit is later bij alle andere kometen bevestigd geworden. De ligging der strooken wijst op een koolwaterstofspectrum (fig. 255). De heldere kometen, waarbij eene kern kon worden waargenomen.

hebben bovendien een doorloopend spectrum, waarop het heldere lijnen-spectrum geprojecteerd schijnt. Dit werd bij de komeet van 1870 I, daarna bij die van 1871 I en bij alle andere kometen waargenomen.

In 1874 is eene komeet zichtbaar geweest, die in glans met die van 1858 en 1861 scheen te wedijveren. Zij werd den i7^den April van dat jaar te Marseille door Coggia waargenomen. Het licht dier komeet geleek op dat van eenen bundel zonlicht, die in eene donkere kamer gebracht wordt. Het was zwakker, naarmate het verder van de kern verwijderd was. Het licht had eene flauwe, groenachtig witte tint, die vreemd afstak tegen het gele licht der naburige sterren. In Juli werd de komeet met het bloote oog zichtbaar. Fig. 253 is eene teekening, vervaardigd door Newall, dilettant-astronoom te Newcastle, die eenen kijker bezit, die de grootste kijkers van dien tijd overtreft; het objectief heeft eene middellijn van 62 centimeters, terwijl de brandpuntsafstand 10 meters bedraagt.

Het spectrum dier komeet is door een groot aantal waarnemers onderzocht; de drie lichte strooken waren bijna aan elkander verbonden door eene doorloopende horizontale streep (fig. 254). Een groot gedeelte van het licht dier komeet was teruggekaatst zonlicht. In den staart was geene gloeiende vaste stof in merkbare hoeveelheid voorhanden. De drie strooken vielen bijna samen met die van koolstof. De komeet van 1873, IV (Henry) had het spectrum, in fig. 255 geteekend; de middelste streep was langer dan de beide overige; zij vielen samen met de kool-stofstrepen en waren door een flauw doorloopend spectrum verbonden. Voegen wij nog hierbij, dat bij de komeet van Encke, bij hare verschijningen in 1871 en 1875 onderzocht, het spectrum uit drie strepen bestond, die ongeveer samenvielen met het koolwaterstofspectrum. Ook meent men bij verscheidene kometen de helderste stik-stofstreep te hebben waargenomen.

I en II gaf de heldere kern een langgerekt doorloopend spectrum, waarin sporen van het gewone gasvormige ko-metenspectrum gezien werden. In het spectrum van den staart zag men echter alleen

het doorloopende spectrum. Toen zij de zon dichter genaderd waren, kwam er eene heldere, duidelijk zichtbare streep in het geel te voorschijn, volkomen overeenkomende met de natriumstreep. Het eigen licht der kometen scheen hoofdzakelijk uit gloeienden natriumdamp te bestaan, terwijl het koolstoflicht op den achtergrond trad. Die gele streep was niet alleen zichtbaar in de kern, maar ook in andere deelen der komeet, en het gele licht overtrof zÃ³Ã³zeer het teruggekaatste en het koolstoflicht, dat ook zonder spectroskoop de komeet

geel scheen te zijn. In verband met de electrische verschijnselen in Geislersche buizen, waar het spectrum der gassen, waarmede zij gevuld zijn, terugtreedt, zoodra de spectra van metaaldampen op den voorgrond treden, is het niet onwaarschijnlijk, dat men hier te doen heeft met electrische ontladingen in de komeet, zoodra zij op korten afstand van de zon nadert.

Bredichin, directeur der sterrenwacht te Moscon, die gedurende een groot aantal jaren eene studie gemaakt heeft van de staarten der kometen, is tot de gevolgtrekking gekomen, dat men die staarten tot drie hoofdtypen kan terugbrengen; 1Â° bijna rechtlijnige smalle en zeer lange staarten; 2Â° kortere, waaiervormige staarten, en dan nog kortere en sterker gekromde staarten. De spectraalanalyse heeft aangetoond, dat in het eerste type de waterstof, in het tweede type koolwaterstoffen, in het derde type ijzer, chloor en andere elementen met een groot atoomgewicht de overhand hebben.

Ziedaar alles, wat wij tot nu toe omtrent het wezen der kometen weten. Het onderzoek dier vreemde gasten van ons zonnestelsel is nog lang niet geÃ«indigd. Bestaan zij werkelijk uit koolstof? Zijn zij de draagsters van de eenvoudigste koolstofverbindingen, waarmede het leven op de aarde en de overige planeten begonnen is, en zouden zij dus het leven wekken op de werelden van het heelal?

Waarschijnlijk is het, zooals wij vroeger reeds opmerkten, dat de oorsprong der kometen zeer verschillend is. Sommige kunnen kleine nevelvlekken zijn, die in het voorbijgaan door de zon worden aangetrokken bij hare beweging naar het sterrenbeeld Hercules, andere kunnen ophoopingen van kosmische stof zijn, die zich door de ruimte voortbeweegt en binnen de aantrekkende sfeer der zon komt; misschien ook zijn er onder, die de overblijfselen zijn van vernietigde werelden en in den eeuwigen nacht voortrollen, totdat eene nieuwe aantrekking ze tot nieuw leven wekt. Dergelijke overblijfselen dwalen niet in willekeurige richtingen door de ruimte heen; zij bewegen zich in banen, wier vorm afhangt van de wijzigingen, die door de storende werking der hemellichamen in hare oorspronkelijke snelheid gebracht zijn.

Wij zullen zoo aanstonds, bij het bespreken der vallende sterren, zien, hoe de periodieke kometen en de vallende sterren door de aantrekking der planeten in ons zonnestelsel kunnen zijn ingelijfd. Komt de komeet zÃ³Ã³danig naar de planeet toe, dat hare beweging versneld wordt, dan krijgt zij eene hyperbolische baan en is zij voor

altijd voor ons verloren: zij komt niet meer terug. Wordt hare be-weging echter bij het naderen tot de planeet vertraagd, dan wordt hare baan eene ellips en is zij in ons zonnestelsel ingelijfd.

Ook kunnen de periodieke kometen, wier aphelia alle in de nabijheid eener planeet gelegen zijn, haar ontstaan te danken hebben aan uitbarstingen op de planeten, die aan de uitgeworpen stof groote snelheden hebben medegedeeld.

Wij zagen reeds vroeger, dat een lichaam, uit de zon weggeschoten met eene snelheid van 608 000 meters, zich voor goed van haar verwijderen zoude, en zich als eene komeet zou voortbewegen. Dergelijke snelheden schijnen werkelijk te bestaan, en het is niet onmogelijk, dat door de zon uitgeworpen lichamen in den vorm van aÃ«rolieten onze aarde bereiken. Daar de vaste sterren zonnen als de onze zijn, zoo kan men vermoeden, dat ook lichamen, van sterren afkomstig, ons bereiken kunnen. De aantrekking der zon kan aan een lichaam, dat uit de oneindige ruimte op de aarde neerkomt, geene grootere snelheid mededeelen dan van 7 2 000 meters in de secunde; elke aÃ«roliet, die op de aarde neerkomt met eenÃ© grootere snelheid, moet door eene ster zijn uitgeworpen : dit is waarschijnlijk het geval met dien van 5 September 1868, waarover wij later zullen spreken.

Iedere komeet, die eene hyperbolische baan volgt, heeft eene grootere snelheid dan die, welke de aantrekking der zon haar geven kan. Zij moet dus uit eene ster geworpen zijn met eene snelheid, grooter dan die, waarmede een lichaam die ster zou bereiken, als het door haar van eenen oneindigen afstand ware aangetrokken. Hoewel de invloed van eene planeet, zooals Jupiter of Saturnus, desnoods wel eens eene parabool in eene hyperbool kan veranderen, kan dit slechts hoogst zelden geschieden; de hyperbolische loopbanen der kometen wijzen dus op krachten, die de aantrekking dei-sterren verre overtreffen.

Het aphelium van iedere komeet wijst ons de streek aan, vanwaar zij gekomen is. Er zijn kometensystemen, die schijnen samen-gereisd te hebben, en die door de aantrekking der zon en dei-planeten gescheiden zijn. Hoek heeft aangetoond, dat de kometen van i860 III, 1861 I en 1863 VI vroeger Ã©Ã©ne groep hebben uitgemaakt. Zoo zijn de kometen van 1812 I en 1846 IV in 695 v. C. in ons zonnestelsel gebracht door de aantrekking van Neptunus.

Men stelt zich gewoonlijk niet voor, welke reis de kometen volbracht hebben, en hoevele jaren zij de oneindige ruimte hebben moeten

doorklieven, eer zij ons zonnestelsel zijn binnengedrongen. Indien wij letten op de richtingen, waarin sommige kometen tot ons komen, en op den afstand, waarop de sterren, in die richting gelegen, van ons verwijderd zijn, dan vinden wij, dat sommige kometen voor 20 millioen jaren de ster verlaten hebben, waaruit zij zijn voortgekomen.

Als wij de groote problemen der schepping beschouwen, die de kometen ons stellen, dan boezemen zij ons thans veel meer belang in dan in den tijd, toen zij het voorwerp van het bijgeloof der menigte uitmaakten. Indien men een oogenblik er over nadenkt, hoe eene komeet, die thans aan den hemel schittert, oorspronkelijk uit de peillooze diepten der oneindige ruimte is voortgekomen, dat zij millioenen jaren noodig had, om ons te bereiken, en dat men dus haren leeftijd bij millioenen jaren moet tellen, dan kan men niet nalaten, die vreemde bezoekster te eerbiedigen als de echo van het verledene, als de oudste getuige van het bestaan der stof. Voorspelt hare verschijning niets met betrekking tot de nietige gebeurtenissen op onze onbeduidende aarde, toch is het mogelijk, dat hare ontmoeting met de aarde beduidende gevolgen na zich sleept. Eene zoodanige ontmoeting is volstrekt niet in strijd met de wetten der mechanica.

Wat zouden de gevolgen zijn van eene zoodanige gebeurtenis? Kunnen wij, met Whiston, gelooven, dat eene ontmoeting eenen zondvloed zou veroorzaken ? of met PingrÃ©, dat wij de maan er door zouden kunnen verliezen ? of met Lambert, dat wij gehuld zouden worden in eenen winter van verscheidene eeuwen, waaraan noch menschen, noch dieren weerstand kunnen bieden? of met Laplace, dat de zeeÃ«n uit hare oude beddingen zouden worden opgeheven en over het vaste land zouden worden uitgestort?

De kennis van de geringe massa der kometen doet ons hierop een ontkennend antwoord geven.

Moeten wij dan gelooven, dat wij van eenen zoodanigen schok niets zouden bemerken? Dit is weer een ander uiterste. Verschillende kometen schijnen vaste kernen te bezitten. Vaste lichamen zijn reeds op aarde neergevallen, hebben menschen gedood en woningen in brand gestoken, zooals wij in het volgende hoofdstuk zullen zien. De meeste aÃ«rolieten zijn wel is waar kleine stukken van enkele kilogrammen, maar er zijn toch ook enkele neergevallen, die verscheidene duizenden kilogrammen wogen. Men heeft vuurbollen waargenomen, die verscheidene kilometers middellijn hadden.

De kern van de komeet van 1811 had eene middellijn van 690 kilometers; die van de komeet van 1843 had eene middelllijn van 8000, die van de komeet van 1658 eene van 9000 kilometers; ja zelfs de kern van de komeet van 1769 had eene middellijn van 44000 kilometers. Het is niet twijfelachtig, dat, indien eene zoo danige kern de aarde ontmoette, terwijl beide eene snelheid hebben van 100000 kilometers in het. uur, wij wel degelijk den schok zouden gevoelen.

Gemakkelijk zou de aarde door de atmosfeer eener komeet kunnen heengaan. Terwijl toch de kern der komeet van 1811 eene middellijn had van 692 kilometers, had hare atmosfeer eene middellijn van 1 800 000 kilometers; het volume dier komeet was dus het dubbele van dat der zon! Als dus eene zoodanige komeet ons tot op 800 000 kilometers nadert, gaan wij door haar hoofd heen.

Het is dus niet onmogelijk, dat te eeniger tijd onze aarde in botsing komt met eene komeet; maar de gevolgen kunnen niet vooraf worden bepaald, omdat deze afhangen van de massa, de dichtheid en de samenstelling van het deel, waar wij doorheen gaan. Het is mogelijk, dat het leven op aarde vernietigd wordt door een scheikundig proces, door het vermeerderde koolzuurgehalte in onzen dampkring, of door een ander gas, dat vergiftigend of verstikkend werkt; ook is het mogelijk, dat eene plotselinge ontploffing, een electrische schok, of eene omzetting van beweging in warmte de oorzaak is van den dood. De kometen zijn dus niet volkomen onschadelijk. Doch wij haasten ons, hieraan toe te voegen, dat niettegenstaande het groote aantal kometen en de verscheidenheid barer banen om de zon, het waarschijnlijk is, dat eene zoodanige botsing niet zal plaats hebben vÃ³Ã³rdat de aarde haren natuurlijken dood zal gestorven zijn. De ruimte toch is onmetelijk en het gedeelte der ruimte, dat wij op ieder oogenblik innemen, is in vergelijking met het oneindige heelal slechts eene enkele stip

Vallende sterren. Vuurbollen, Ã¼ranolieten. De banen der vallende sterren. Steenen uit den hemel gevallen.

In de stilte van den nacht, bij eenen helderen hemel, schijm zich eene ster van den hemel los te maken, voort te vliegen en te verdwijnen. Ouders, treurende om het verlies van eenen hunner telgen, zien in haar de ziel van hunnen lieveling, naar betere gewesten opgaande; de jonge maagd haast zich eenen wensch te koesteren, overtuigd, dat deze vervuld zal worden; de dichter peinst, hoe de sterren, die bloemen des hemels, zich aan het firmament openen en hare lichtende meeldraden in den eeuwigen nacht worden weggevoerd; de astronoom weet, dat, hij geene ster of geene ziel gezien heeft, maar een kosmisch atoom, dat, hoe nietig ook op zich zelf, rijk is aan leering, als het ons kan mededeelen, waar het van daan komt en hoe het op zijne baan onze aarde ontmoet.

Eene vallende ster is een zÃ³o dikwijls voorkomend verschijnsel, dat ieder onzer lezers het meermalen heeft waargenomen. Misschien hebben sommigen het zeldzame voorrecht gehad, niet alleen vallende sterren te zien, maar ook eenen vuurbol, die het luchtruim doorklieft, terwijl hij naar alle zijden een schitterend licht verspreidt, eene'lichtende streep achter zich laat, en dikwijls ontploft meteenen knal gelijk aan dien van eenen vuurpijl (i). Misschien hebben enkelen het nog zeldzamer voorrecht gehad, de overblijfselen van eenen vuurbol te vinden, eenen uranoliet, meteoorsteen: eenen steen, van

Wij hebben hier drie verschillende verschijnselen vermeld, die door eenen gemeenschappelijken oorsprong met elkander verbonden schijnen. In hoeverre die gemeenschappelijke oorsprong vaststaat,

(,) Een prachtig verschijnsel van dien aard is op de Leidsche sterrenwacht waargenomen door Dr. van Hennekeler, in den nacht van den I3'^lequot; November 1866. De meteoor bleef 44 minuten zichtbaar en had zich in dien tijd slechts 120 verplaatst. Hij verdween zonder knal.

onderzoeken hebben, is de hoogte, waarop zij zich vertoonen. Twee waarnemers, in twee van elkander verwijderde punten geplaatst, volgen beiden eene vallende ster bij hare beweging tusschen de sterrenbeelden. De weg, dien zij voor beiden schijnt af te leggen, is door het verschilzicht niet volkomen dezelfde. Indien men dat verschil berekent, verkrijgt men de hoogte. Gewoonlijk is die hoogte bij het begin der verschijning 120 kilometers, en op het einde 80 kilometers.

Niet alle nachten van het jaar zijn met betrekking tot het aantal der vallende sterren gelijk. Men heeft daarin jaarlijksche, maande-

Fig, 256. â Punt van uitslrooining van de vallende sterren van den 27^stcii November 1872.

lijksche en dagelijkse/ie periodes. De merkwaardigste tijdstippen zijn de nacht van den io^den Augustus en de ochtend van den i4^den November. De verschijning van den io^den Augustus duurt eenige dagen, en heeft den io^llen haar maximum; die van November heeft alleen plaats den i in den ochtend (i). Op dien laatsten datum zijn de vallende sterren soms zoo talrijk geweest, dat men ze met eenen vuurregen heeft vergeleken. Uit de studie der verhalen van oude

Het is gebleken, dat iedere volgende verschijning in November een dag bij de vorige achterblijft. In 1833 had deze plaats op 13 November, in 1866 op 14 November, in 1899 zal zij op 15 November plaats hebben.

kroniekschrijvers is gebleken, dat de vuurregens, die van tijd tot tijd schrik verspreid hebben onder de menigte, niets anders waren dan de vallende sterren van November. De glans is niet ieder jaar dezelfde, maar verandert periodiek; het maximum keert alle 33 jaren terug. Men heeft dan eenige schitterende jaren achter elkander; daarna vermindert het verschijnsel en is het gedurende eene reeks van jaren weinig belangrijk, om dan weer toe te nemen en na 33 jaren weder zijn maximum te bereiken. Daar de Novemberzwerm slechts eene geringe dikte heeft, doorloopt de aarde dien in enkele uren, zoodat het maximum alleen zichtbaar is in eenen beperkten

streek, die ieder jaar verandert. Het verschijnsel is in Augustus meer standvastig, maar nooit zoo prachtig; ook dan heelt men groote schommelingen in de helderheid.

Men heeft opgemerkt, dat de banen der verschillende meteoren uit een zelfde punt van den hemel schijnen te komen, dat den naam draagt van radiatiepunt. Dit punt is gelegen tusschen de sterrenbeelden Perseus en Cassiopea voor de meteoren van den io^den Augustus, en in het sterrenbeeld de Leeuw voor die van 14 November. Daarom noemt men den zwerm van Augustus de Perseiden en dien van November de Leoniden. Men heeft voor de verschillende tijdstippen van het jaar een groot aantal radiaiiepunten bepaald. Zoo

geeft fig. 257 het radiatiepunt van 27 November, dat men in 1872, 1885 en 1898 heeft waargenomen, (de overblijfselen van de komeet van Biela). Men meene daarom niet, dat alle vallende sterren werkelijk uit het radiatiepunt komen; maar hare banen ontmoeten elkander, na verlengd te zijn, in dat gedeelte des hemels, met uitzondering van enkele, die men met den naam van Sporadische sterren bestempelt. Die ontmoeting is echter slechts schijnbaar en het gevolg van verschilzicht; de werkelijke banen zijn evenwijdig, maar schijnen voor ons uit elkander te gaan, evenals de stralen der ondergaande zon, die tusschen de wolken doorkomen.

Het is niet twijfelachtig, dat die verschijnselen moeten worden toegeschreven aan de ontbranding van stof, die in de bovenste lagen van onze atmosfeer binnen dringt. Men heeft dikwijls opgemerkt, dat zich daar, waar meteoren verschijnen, kleine wolken vormen, die nog eenigen tijd na het verdwijnen der meteoren blijven voortbestaan en door de atmosferische stroomen worden medegevoerd. Die vallende sterren moeten kleine vaste lichamen zijn ; immers indien zij gasvormig waren, zouden zij de kracht niet hebben, zoo diep in onzen dampkring binnen te dringen, en zouden zij uit elkander gedreven worden vÃ³Ã³rdat zij ontvlamden. Men ziet somtijds eene massa zich in meer deelen verdeelen, die ieder hunnen eigenen scherp begrensden vorm behouden: zij zijn dus samengesteld uit vaste stof, die in stukken kan vliegen gedurende hare verbranding.

Bij alle verschijningen heeft men eene dagelijksche en eene jaar-lijksche periode, in de dagelijksche periode heeft het maximum plaats van 3 tot 6 uren 's morgens. De jaarlijksche periode bestaat hierin, dat de meteoren in het tweede gedeelte van het jaar talrijker zijn dan in het eerste. Zoodra zij onzen dampkring bereiken, moeten die kosmische stofdeeltjes, van de grootte van eenen speldeknop, eene hagelkorrel of misschien eenen kogel, door de wrijving ontbranden. 1 lirn heeft bewezen, dat eene vallende ster. die met eene snelheid van 30 kilometers in de secunde in den dampkring binnenkomt, de lucht voor zich uit zoozeer samendrukt, dat deze van Ã©Ã©n honderdste atmosfeer (op 37 kilometers hoogte) tot 56 atmosferen toeneemt, zoodat de drukking dier lucht van 103,34 kilogram per vierkanten meter tot 582000 kilogram zou toenemen. Die vermeerdering in drukking heeft eene ontzaglijke temperatuursverhooging tengevolge. De vallende ster heeft eene aanvangstemperatuur van 2 7 3⁰ Celsius onder nul (de temperatuur der wereldruimte); na enkele

secunden is die temperatuur tot bijna 3600Â° gestegen. Zelfs indien de vallende ster alleen de meest ijle lagen van den dampkring doortrok, waar de drukking zelfs geen duizendste atmosfeer bereikt, zou de temperatuursverhooging merkbaar zijn. Op 100 kilometers hoogte wordt eene vallende ster zichtbaar door die omzetting van beweging in licht en warmte. Eene vallende ster kan dus nooit de oppervlakte der aarde bereiken; zij verdampt vÃ³Ã³rdat zij in de onderste lagen van den dampkring is doorgedrongen. Bovendien komen de vallende sterren nooit recht op ons af. De aarde snijdt eiken zwerm vallende sterren in meer of minder schuine richting. De meeste van die lichaampjes bewegen zich dus alleen door de bovenste dampkringslagen heen, en verlaten den dampkring weder. Alleen die, welke het meest recht op ons afkomen, dringen dieper in den dampkring door en blijven op aarde, doch zij verdampen en hunne snelheid is uitgeput door den tegenstand der lucht, voordat zij den grond bereikt hebben. Men vindt ze als mikroskopisch fijn ijzerhoudend stof op de oppervlakte der aarde terug.

De meteoren spelen eene veel belangrijker rol, dan men eertijds geneigd was te gelooven. Er gaat geene enkele minuut voorbij, zonder dat eene ster verschiet. De aarde beweegt zich in eene ruimte, die vol is van kleine lichamen, die zich in alle richtingen bewegen, enkele in elliptische banen van verschillende helling, andere in het vlak der ecliptica, zooals men bij het zodiakaallicht waarneemt, dat zich van de zon af tot voorbij de baan der aarde uitstrekt. Een Amerikaansch mathematicus, Simon Newcomb, heeft gevonden, door het aantal vallende sterren te tellen, die men in de verschillende nachten van het jaar boven eenen bepaalden horizon waarneemt, door bovendien na te gaan, hoeveel dergelijke horizonten de geheele aarde zouden omspannen, en door rekening te houden met de richtingen der vallende sterren, de maandelijksche veranderingen enz., dat er op aarde ieder jaar 146 milliard vallende sterren neerkomen (1).

Wij hebben reeds vroeger opgemerkt, welk een schitterende stortregen van vallende sterren den 2 7^sten November 1872 en den

(1) Men heeft gevonden, dat de banen der vallende sterren steeds elliptisch of parabolisch zijn. Eene parabolische snelheid komt overeen met eene snelheid van 42570 meters. Indien zich dus de vallende ster beweegt in eene richting tegengesteld aan die der aarde, dan is op het oogenblik der ontmoeting de betrekkelijke si elheid der vallende ster 72000 meters in de secunde, daar die der aarde 29460 meters bedraagt. Komt zij daarentegen achter ons aan, dan is hare betrekkelijke snelheid 13000 meters.

2ysten November 1885 op de aarde is neergekomen. Die van den nacht tusschen den I2^den en den 13^ November 1833 was nog veel prachtiger. De vallende sterren waren zÃ³Ã³ talrijk en werden in zÃ³Ã³vele verschillende punten des hemels tegelijk gezien, dat men haar aantal onmogelijk kon tellen, maar slechts ruw kon benaderen. Olmsted, die ze te Boston waarnam, schatte ze, op het oogenblik van het maximum, op de helft van het aantal sneeuwvlokken, die men bij eene gewone sneeuwbui waarneemt. Toen het verschijnsel aanmerkelijk verzwakt was, telde hij er nog 650 in 15 minuten, hoewel hij zijne waarnemingen beperkte tot eenen gordel, die niet het tiende gedeelte van den zichtbaren horizon uitmaakte; hij schatte dan ook het geheele aantal voor den geheelen zichtbaren horizon op 8660. Dit zou dus 34640 vallende sterren in het uur geven; daar het verschijnsel zeven uren duurde, zoo moeten er dus in Boston 240000 sterren gevallen zijn.

Indien die kleine lichamen in den dampkring der aarde binnendringen, worden zij, zooals wij opmerkten, door de wrijving warm, en wordt hunne beweging in warmte omgezet. Indien de vallende ster slechts enkele grammen of minder weegt, dan vervluchtigt zij geheel ; is het een zwaardere vuurbol, dan vervluchtigt hij niet, maar zijne geheele oppervlakte smelt, en wordt met eene laag vernis bedekt. Nemen wij aan, dat een vuurkogel van 1 decimeter straal en eene dichtheid van 3,5, in den dampkring binnenkomt met eene snelheid van 50 000 meters in de secunde, dan vindt men, dat hij plotseling eene warmte ontwikkelt van 4 397 000 caloriÃ«n en op eene hoogte van 15 000 meters reeds 49 000 meters in snelheid verloren heeft, zoodat hij de oppervlakte der aarde bereikt met de geringe snelheid van 5 meters in de secunde. Hierdoor wordt verklaard, waarom de uranolieten bij hunnen val zoo weinig diep in den grond dringen.

Wij moeten thans nagaan, waarom de vallende sterren gedurende verscheidene jaren periodiek op bepaalde dagen terugkeeren, en waaraan gedurende eene zoodanige periode de veranderingen, waarvan wij gesproken hebben, moeten worden toegeschreven.

Tot voor enkele jaren beschouwden de astronomen de vallende sterren als van planetarischen oorsprong; men meende, dat zij ringen vormden, die zich om de zon bewogen in elliptische, bijna cirkelvormige banen, met eene snelheid, overeenkomende met die der aarde. Schiaparelli, professor te Milaan, overtuigd, dat uit hare

groote snelheid eene parabolische baan voortvloeit, vermoedde, dat zij, evenals de kometen, haren oorsprong moesten hebben buiten het zonnestelsel, en gaf in 1866 de volgende theorie;

Onderstellen wij, dat eene hoeveelheid meteoorstof, gelegen op de grens van de aantrekkende sfeer der zon, en voorzien van eene zeer geringe snelheid, de aantrekkende werking der zon begint te ondervinden; daar het volume dier stof zeer groot is, zijn hare

deelen op zeer verschillende afstanden gelegen. Hieruit volgt, dat de deeltjes, die op verschillenden afstand van de zon gelegen zijn, zoodra zij naar de zon beginnen te vallen, verschillende snelheden zullen verkrijgen. De berekening leert, dat, niettegenstaande dit verschil in snelheid, de periheliumafstanden der verschillende deeltjes niet veel zullen verschillen, en hunne loopbanen zÃ³Ã³zeer aan elkander gelijk zullen zijn, dat de moleculen op elkander zullen volgen in eene gesloten keten, die eenen langen tijd zal behoeven, om de zon om te trekken. Eene massa, wier middellijn gelijk zou zijn aan die der zon, zou daartoe verscheidene eeuwen behoeven. Die keten stelt de loopbaan van ieder meteoordeeltje voor, evenals een geheele waterstraal de parabolische baan van iedere

Indien de aarde bij hare beweging dien zwerm ontmoet, zal zij er doorheen gaan en met een aantal van deze lichamen in aanraking komen. Als de keten lang is, zal de aarde jaarlijks door hetzelfde punt heengaan, en bij iederen doorgang andere deeltjes ontmoeten, dan die, welke zich een vorig jaar daar bevonden. Het is dan gemakkelijk, de ligging van dien zwerm te berekenen.

Schiaparelli heeft die berekeningen gedaan voor de Auenstus- en Novemberzwermen, en hij heeft ha geluk gehad, te kunnen aan-

toonen, dat twee zeer bekende kometen banen beschrijven, die vol-'omen met die beide stroomen overeenkomen. De eerste is de groote

valt samen met die der meteoren van den io^den Augustus. De tweede is de komeet van 1866, wier periode 33 jaren is, en die met de baan der meteoren van 15 November samenvalt.

Dit onverwachte resultaat ontstak een helder licht over het wezen der vallende sterren en hare overeenkomst met de kometenbanen. Men leidde dadelijk daaruit af, dat de kometen, evenals de vallende sterren, meteoorstof zijn, afkomstig van nevelmassa's, die niet tot ons zonnestelsel behooren.

Men heeft hiertegen aangevoerd, dat de spectraalanalyse der kometen aantoont, dat deze, ten minste gedeeltelijk, uit gas bestaan, terwijl de vallende sterren vast zijn, maar de spectroskoop zelf heeft die moeilijkheid opgelost. De meteoren zijn toch omhuld door eene atmosfeer van gas en nevel, die hetzelfde spectrum vertoont als de kometen, en bovendien leert de spectraalanalyse, dat zij eene groote hoeveelheid kometengas in hunne poriÃ«n bevatten, dat reeds te voorschijn komt bij eene matige verwarming. Bovendien heeft men in zeer vele uranolieten koolstof gevonden. Die stof kan bij den doorgang der komeet door het perihelium verdampt zijn en zoo het waargenomen spectrum hebben opgeleverd. Het aanwezig zijn van meer dan Ã©Ã©ne kern in sommige kometen pleit voor deze onderstelling.

Behalve de twee genoemde kometen heeft men nog verscheidene andere gevonden, wier banen samenvallen met meteoorringen; zoo komt de zwerm van vallende sterren van den 20^sten April, welks uitgangspunt zich in het sterrenbeeld Hercules bevindt, met de komeet van 1861 I overeen. Onze lezers herinneren zich ook, dat op den dag, waarop de aarde de baan der komeet van Biela doorsneed, den 2 7^sten November 1872, de merkwaardige regen van vallende sterren plaats had, waarvan wij gesproken hebben, zoodat het zeker is, dat wij den stroom zijn doorgetrokken, die op de komeet volgt. Hetzelfde is in 1885 het geval geweest.

Men moet zich echter niet vleien met de hoop, dat men voor iedere verschijning van vallende sterren eene daarbij passende komeet zal vinden. De storingen der groote planeten op zoo lichte voorwerpen zijn zeer aanzienlijk, en sedert het groote aantal eeuwen, dat de meteoorstroomen ons zonnestelsel zijn binnengetreden, moet de oorspronkelijke toestand zeer gewijzigd zijn.

De afstootende kracht, door de zon op het haar eener komeet uitgeoefend, welke de oorzaak is van het ontstaan van den staart, overtreft de aantrekking der zon; reeds op betrekkelijk korten

afstand van de kern der komeet is de aantrekking van die kern niet meer in staat, die stof vast te houden. Zij gaat dus in de ruimte verloren. Bij iederen doorgang door het perihelium moet dus eene komeet een deel van hare stof verliezen, vandaar dan ook, dat bijna alle kometen met korten omloopstijd teleskopisch zijn. Naar de fantastische ^beschrijvingen van de ouden is het zeker, dat de

komeet van Halley bij hare verschijningen in de oudheid veel grooter en schitterender geweest is dan in de jaren 1759 en 1835. Het is dus bijna zeker, dat de kometen bij ieder harer doorgangen door het perihelium iets in grootte verminderen,

Onze lezers zullen zich rekenschap kunnen geven van de banen der vallende sterren en van de kometen, waarmede zij verbonden zijn, door de hg. 258, 259 en 260.

Wij mogen dus aannemen, dat de kometen en de vallende sterren uit de oneindige ruimte komen, en â wanneer zij gesloten banen beschrijven â door eene planeet in ons zonnestelsel zijn ingelijfd. Zoo heeft Le Verrier berekend, dat de zwerm van 15 November voor het eerst in ons zonnestelsel is binnengedrongen in 126 vÃ³Ã³r Christus, in een punt in de nabijheid van de plaats, waar Uranus toen stond, en dat het die planeet is, die de parabolische baan in eene elliptische heeft veranderd. Had zich de planeet niet daar bevonden, dan zoude zij haren weg langs de stippellijn hebben voortgezet (fig. 261). De invloed van Uranus heeft sedert 126 de loopbaan voortdurend naar links verplaatst, zooals uit de figuur blijkt.

De loop dier lichte sterren in de ruimte is dus thans volkomen bepaald. Zelfs de vallende sterren bewegen zich niet naar willekeur rond: zij beschrijven evenzeer als de aarde zelf, of als de reusachtige planeet Jupiter, eene mathematisch bepaalde baan. In de natuur is alles geregeld en afgebakend, daar is geen toeval of willekeur.

De voortdurende toeneming van meteoorstof moet haren invloed op onze planeet doen gevoelen: de aarde neemt langzamerhand in volume en massa toe (1).

(1) Indien wij aannemen, dat iedere vallende ster een volume heeft van l cubieken milimeter, dan stelt het jaarlijksclie aantal vallende sterren een volume van 146 cubieke meters en een gewicht van 876000 kilogram voor. In 100 eeuwen zou dus de vermeerdering in volume 1460000 cubieke meters, en de toeneming in gewicht 8760 milhoen kilogram bedragen. Daar nu de oppervlakte der aarde 510 milliocn vierkante kilometers bedraagt, zou die meteoorstof in 34 900 jaren eene laag om de aarde vormen van 1 centimeter dikte. Daar de aarde bijna 6 quadrillioen kilogram weegt, zoo is de vermeerdering in massa in 100000 jaren 15 trillioensten van de totale massa der aarde.

De aarde beweegt zich dus te midden eener ruimte, gevuld met kosmische stof, en neemt langzamerhand toe in gewicht en volume. Gemiddeld ontmoet de aarde, als zij door eenen cilinder van die stof heengaat van eene middellijn, gelijk aan die der aarde, 13000 met het bloote oog zichtbare en 40000 teleskopisehe vallende sterren. De elliptische zwerm, dien de aarde 15 November ontmoet, strekt zich over meer dan 1600 millioen kilometers uit, beweegt zich in 33 jaren om de zon en bevat omstreeks honderd duizend millioen lichaampjes.

Men vindt overal op de aarde ijzerhoudende stof, deeltjes, die hunnen oorsprong hebben in de duizenden meteoorlichaampjes, die in onzen dampkring ontvlammen, smelten of verdampen, en langzaam naar omlaag vallen. Den October 1879 zag Silbermann eene prachtige vallende ster, die eene spiraalvormige wolk achterliet, welke een half uur zichtbaar bleef. Wij geven hier (fig. 262) eene teekening van meteoorstof, die neergevallen is op het dek van een schip in de Indische Zee. Fig. 263 is eene teekening van eene korrel dier stof, onder den mikro-skoop gezien. Keichenbach vond op bergen, die nooit te voren door menschenvoeten betreden waren, sporen van ijzer, nikkel en kobalt, die

Bespreken wij thans de vuurbollen en de uranolieten of meteoor-steenen meer in het bijzonder.

Een lichtgevend voorwerp, dat dikwijls de schijnbare grootte heeft van de maan, doorklieft de ruimte, en verspreidt naar alle zijden een helder licht. Gewoonlijk laat het eene lichte streep achter. Dikwijls worden gedurende of dadelijk na de verschijning Ã©Ã©ne of meer ontploffingen waargenomen, die op groote afstanden kunnen gehoord worden. Somtijds verdeelt zich de vuurbol in lichtgevende stukken, die in verschillende richtingen uitÃ©Ã©nvliegen. Het verschijnsel kan zoowel over dag als des nachts plaats vinden; in het eerste geval moeten de lichtverschijnselen tamelijk sterk zijn, om te kunnen worden waargenomen.

Men vindt dikwijls op den grond vaste lichamen, van steen of metaal, die niets gemeen schijnen te hebben met het terrein, waar zij gevonden worden. Sedert overoude tijden heeft men aan die lichamen eenen bovenaardschen oorsprong toegekend; men beschouwde ze als steenen, uit den hemel gevallen; reeds voor 2000 jaren vereerden de Grieken den beroemden steen, uit den hemel in de rivier Aegos neergekomen; verschillende natuurbeschrijvers noemden ze bliksemsteeneUy donder steenen, omdat men ze beschouwde als stoffen, door den bliksem voortgeslingerd. Wel is waar had men daarmede ook de ijzerpyrieten verward, die men in zoo grooten getale in de kwartslagen vindt; maar die verwarring kon toch het bestaan van steen- of ijzerblokken, uit den hemel gevallen, niet onwaar maken. Opmerkelijk is het, dat in de oudheid en de middeleeuwen het volksgeloof sprak van steenen uit den hemel gevallen, luchtsteenen, der olie ten, maar dat de geleerden er niets van wilden weten. Zij ontkenden het feit zelf, of zij verklaarden het, door aan

uit den hemel moeten gevallen zijn. Zoo heeft Tissandier in de sneeuw van den Montblanc, hoven op de Notre-Dame en in het regenwater de in fig. 262 geteekende meteoorstof gevonden.

Op dezelfde gronden moeten ook de overige planeten eene vermeerdering in volume hebben

ondervonden. De vermeerdering in volume der planeten moet eene vermindering in hare omwentelingssnelheid tengevolge hebben en dus eene verlenging in den duur van den dag. De beweging der wachters moet daardoor versneld worden, en deze versnelling moet, uitgedrukt in den omwentelingstijd der planeten, door verlenging van den duur van dien tijd nog grooter schijnen.

te nemen, dat die lichamen bij vulkanische uitbarstingen waren uitgeworpen. Zelfs nog in 1790 verklaarde Lavoisier, dat hem alle mededeelingen over meteoorsteenen verdacht voorkwamen.

In 1794 toonde Chladni den bovenaardschen oorsprong der lichamen aan en in 1803 bracht Biot in de AcadÃ©mie des Sciences rapport uit over den uranoliet, die in Laigle (dÃ©partement de l'Orne) den 26^sten April van dat jaar was neergevallen. Een aantal getuigen konden verklaren, dat zij eenen vuurbol hadden gezien, zich bewegende van het zuidoosten naar het noordwesten, en dat men dien te Alengon, Caen en Falaise had zien ontploffen, waarna men eene reeks knallen gehoord had, gelijk aan die van een geweervuur, afkomstig uit eene zwarte wolk, die geheel op zich zelf gezien werd aan den helderen hemel. Een groot aantal meteoorsteenen werden daarna neergeslingerd op den grond; nog rookende werden zij opgenomen. Het terrein, waarop zij neergekomen waren, had eene lengte van 12 kilometers; de zwaarste dier steenen woog minder dan 10 kilogram.

Sedert dien tijd staat het neervallen van een groot aantal meteoorsteenen ontwijfelbaar vast. Er gaat geen jaar voorbij, waarop men niet Ã©Ã©n of meer stukken vindt, dikwijls op de rotsen verbrijzeld, dikwijls ook tot op eenige voeten diepte in den grond ingedrongen Den Juli 1872 is een uranoliet van 47 kilogram neergekomen

bij Blois, na eenen knal, die op 80 kilometers afstand gehoord werd. Den 30^sten April 1873 kwam er een te Rome neer, die bij zijn binnentreden in den dampkring eene snelheid had van 59500 meters. Den i4^den Mei 1864 is er een vuurbol gezien te Gisors (dÃ©partement Eure), op eene hoogte van 65 kilometers, die te Orgueil (dÃ©partement Tarn-et-Garonne), dus 500 kilometers verder, is neergekomen. Den 31^sten Januari 1879 is er een te Dun-le Poelier (dÃ©partement Indre) neergevallen. Den i7^den Mei 1879 kwam een uranoliet neer te Gnadenfrei in SileziÃ«; den i6^clen Februari 1882 viel, te Brescia, een uranoliet die een gewicht had van 200 kilogram. Den 6^den April 1885 werden de Indianen te Chandpur in Hindostan verschrikt door eenen meteoorsteen, die, van donder en bliksem vergezeld, neerkwam en brandend in den grond drong. Den 2 3^stenNovember 1886 vielen er te Novi-Urej in Rusland uranolieten neer, die diamanten bevatten.

Den _I0cieu Februari 1896, des morgens te half tien, werd te Madrid de lucht, die volkomen helder was, plotseling nog sterker verlicht, zoo-

dat het zelfs de aandacht trok van hen, die zich binnen 's huis bevonden. Men zag vlak bij het zenith eene kleine, hoog zwevende wolk, zich uitstrekkend van het noordoosten tot het zuidwesten, 6 graden lang en i graad breed. In het midden zag men eene roodachtige verdichting.

Zeventig secunden later schudde de geheele stad op hare grondvesten door eene geweldige ontploffing, waarop twee minuten lang een hevig gerommel volgde. Een huis stortte in; in het gebouw der

Amerikaansche ambassade stortte een muur in, terwijl een aantal muren scheurden en een ontelbaar aantal ruiten braken.

Men meende, dat er eene dynamietontploffing had plaats gegrepen. Het bleek, dat een uranoliet op 23 kilometers hoogte boven Madrid was uiteengesprongen. Merkwaardig is het, dat de barometer dooide ontzettende luchtverplaatsing 1,7 millimeter steeg, en na eenige schommelingen 0,7 millimeter beneden zijnen oorspronkelijken stand bleef staan. De knal werd niet alleen in geheel Spanje en Portugal, maar ook in het zuiden van Frankrijk gehoord, terwijl het licht in de richting Oost-West over 700 kilometers, in de richting Noord-Zuid over 400 kilometers gezien werd.

De brokstukken, waarvan enkele 500 gram wogen, waren, toen zij opgenomen waren, nog gloeiend warm.

Het zou ons te ver voeren, indien wij melding maakten van alle meteoorsteenen, wier bestaan met zekerheid is vastgesteld. Wij vermelden dus nog alleen enkele merkwaardige, zooals dien, welke sedert onheugelijke tijden tot zitbank dient vÃ³Ã³r de kerk te Caille (dÃ©partement des Alpes-Maritimes), en die 625 kilogram weegt ; of dien, welke door Pallas in 1749 in SiberiÃ« gevonden is en 700 kilo-oram weegt; of dien van 780 kilogram, die tot afgodsbeeld in eene

kerk te Charcas in Mexico gediend heeft, en thans in het museum te Parijs te zien is-, of dien van 635 kilogram, in 1788 te Tuca-mon (Argentijnsche republiek) gevonden; of dien van drie duizend kilogram in 1861 te Melbourne (AustraliÃ«) gevonden en thans in het prachtige museum van natuurlijke historie te Londen geplaatst; of dien van 5360 kilogram, in 1816 bij Bahia, in BraziliÃ«, ontdekt, en die in 1886 naar Rio Janeiro is overgebracht. Wij spreken niet van nog zwaardere aÃ«rolieten, waarvan de herkomst niet volkomen zeker is vastgesteld.

Uit verscheidene honderden scheikundige analyses is gebleken, dat alle elementen, in de meteoorsteenen aanwezig, ook op aarde voorkomen. Met zekerheid kan men er de 22 volgende elementen in vinden, naar de hoeveelheid gerangschikt; ijzer (het hoofdbestanddeel), magnesium, silicium, zuurstof, nikkel, kobalt, chroom, mangaan, titanium, tin, koper, aluminium, kalium, natrium, calcium, arsenicum, phosphorus, stikstof, zwavel, koolstof, waterstof en sporen van chloor (1).

De dichtheid der uranolieten wisselt af tusschen 3 en 8 (de dichtheid van water = 1 gesteld). Men vindt in het Museum te Parijs bijna 300 exemplaren van uranolieten, die door DaubrÃ©e in verschillende klassen verdeeld zijn naar de hoeveelheid ijzer, die zij bevatten. Die klassen zijn:

1Â°. De holosiderieten, geheel bestaande uit ijzer, met nikkel verbonden ; zij kunnen dadelijk gesmeed worden; men vindt nergens op aarde zoo zuiver ijzer; zij komen zeer zelden voor.

20. De syssiderieten, bestaande uit kneedbaar ijzer, waarin fijne steendeeltjes aanwezig zijn. Als vertegenwoordiger dezer klasse kan de uranoliet, door Pallas gevonden, beschouwd worden.

30. De sporadosiderieten, bestaande uit eene steenmassa, waarin het ijzer in korreligen toestand verdeeld is.

40. De asiderieten, waarin volstrekt geen ijzer voorkomt; tot deze klasse behoort de uranoliet van Orgueil. Deze komen zeer zelden voor.

De gemeenschappelijke oorsprong der uranolieten en der vuurbollen is niet twijfelachtig, daar iedere uranoliet van eenen vuurbol afkomstig is. Moeten wij nu nog verder gaan, en ook besluiten tot de gelijkheid der uranolieten en der vallende sterren ? Oppervlakkig reeds schijnt hiertegen te pleiten, dat men, bij het waarnemen dei-zwermen van vallende sterren, nooit groote vuurbollen of uranolieten gezien heeft (2). Doch een veel krachtiger argument tegen de identiteit der vallende sterren en der uranolieten vindt men in het feit, dat, terwijl alle vallende sterren elliptische banen beschrijven, die

(1) Bovendien is bij het onderzoek met-den spectroskoop gebleken, dat de kernen der vallende sterren een doorloopend spectrum geven, met de lijnen van natrium, magnesium, strontium, lithium en ijzer.

(2) Die van 27 November 1S85 maakt daarop eene uitzondering. Gedurende dien sterrenregen, die samenhangt met de komeet van Biela, is een uranoliet van bijna 4 kilogram te Mazapil in Mexico neergevallen. Die uranoliet schijnt eene schakel te zijn tusschen de uranolieten en de vallende sterren. Maar misschien is dit slechts eene toevallige overeenstemming.

uranolieten, wier banen men heeft kunnen bepalen, hyperbolen beschreven. De meteoorsteenen van Pultusk (30 Januari 1868), die van Holland (4 Maart 1863); de groote vuurbol van 5 September 1868, die in ServiÃ«, SlavoniÃ« en een groot gedeelte van Prankrijk is waargenomen; die van 14 Juni 1877, die tusschen Bordeaux en AngoulÃ¨me ontploft is, in Ã©Ã©n woord: alle uranolieten, die men heeft kunnen volgen, beschreven hyperbolische banen (1).

Opmerkelijk is het, dat er tusschen de verschillende meteoorsteenen eene zoo groote overeenkomst in samenstelling bestaat, waaruit de, Amerikaansche mineraloog Lawrence Smith heeft willen afleiden, dat de meteoorsteenen vulkanische mineralen zijn, afkomstig uit eenzelfde hemellichaam, dat weinig zuurstof bevat, omdat het meteoorijzer niet in verbinding met zuurstof voorkomt. Volgens hem zou dat lichaam de maan kunnen zijn. Uit de richting en snelheid der beweging kan echter de onjuistheid dier bewering voor de groote meerderheid der uranolieten worden afgeleid (2)

Wij zullen ons niet verder met deze voor de kennis van het heelal zoo belangrijke lichamen bezighouden. Genoeg zij het, nog eens te herhalen, dat uit hunne banen volgt, dat zij waarschijnlijk niet behooren tot den zwerm der vallende sterren, noch tot de kometen, noch tot ons zonnestelsel. Zij vormen dus eenen geleidelijken overgang tusschen ons zonnestelsel en de vaste sterren.

(1) Volgens Tupman maakt de vuurbol van 27 November 1877 hierop eene uitzondering. Deze zoude eene elliptische baan hebben. Het is echter mogelijk, dat deze zÃ³Ã³ diep m den dampkring is binnengedrongen, dat zij bij hare waarneming een groot gedeelte van hare snelheid

(2) Nu het uitgemaakt is, dat de meteoorsteenen niet van aardschen oorsprong zijn, moet de oude naam : aÃ¼rolieten (luchtsteenen) plaats maken voor dien van uranolieten.

Enkele uranolieten hebben bij hunnen val groote schade aangericht. D.e van het jaar 61 f, verbrijzelde een aantal wagens en doodde tien menschen, zooals de Chineesche annalen vermelden; die van 1647 doodde twee menschen op zee, en die van .654 eenen Franciskaner monnik te Milaan In 1879 werd een boer in Kansas-City (CaliforniÃ«) door eenen uranoliet gedood. ' De uranoliet van .9 Maart .718, die volgens Halley de aarde tol op 476 kilometers naderde, had eene middellijn van 2560 meters. In onze eeuw zijn uranolieten waargenomen, wier middellijn 2560 en 3900 meters bedroeg.

De aarde met hare onbeduidende en kortstondige geschiedenis is vergeten. De zon zelf en het geheele zonnestelsel zijn in den on-eindigen nacht weggezonken. Op de vleugelen der kometen zijn wij

gedragen naar de vaste sterren, de zonnen der wereldruimte. Herinneren wij ons nog nauwkeurig den weg, dien wij in onze gedachten hebben afgelegd? De meest nabijzijnde vaste ster is op 290000 maal 148 millioen, dat is op 43 billioen kilometers van ons verwijderd; eene oneindige woestenij scheidt ons zonnestelsel van het sterrenheir.

Het zonnestelsel kwam ons reeds bijzonder uitgebreid voor; de afgrond, die de aarde van Mars, Jupiter. Saturnus, Neptunus scheidt, maakte op ons reeds den indruk van onmetelijk groot te zijn; toch zou een bol, zoo groot als het geheele zonnestelsel, slechts een enkel punt zijn, als hij naar de meest nabijzijnde vaste ster werd verplaatst. De ruimte, die ons zonnestelsel van de sterren, en die welke de sterren van elkander scheidt, schijnt geheel leeg te zijn, met uitzondering van de kometen en meteoren, die hier en daar in die onmetelijke ruimte ronddwalen.

Indien eene geweldige ontploffing op de meest nabijzijnde vaste ster plaats vond en het geluid zich kon voortplanten in de ledige ruimte, dan zouden wij eerst vier millioen jaren later den knal hooren!

Wij zijn dus op de meest nabijzijnde ster, in een nieuw zonnestelsel gekomen. In iedere ster ontdekken wij eene zon, terwijl alle andere zonnen van het heelal sterren voor ons zijn. Vreemd denkbeeld ! De normale toestand in het heelal is de nacht. Wat wij dag noemen, bestaat voor ons alleen, omdat wij in de nabijheid van eene ster geplaatst zijn.

Alle menschelijke blikken hebben dezelfde sterren aanschouwd; onze voorouders van Centraal-AziÃ«, de ChaldeÃ«rs van Babyion, de Kgyptenaren der Pyramiden, de Argonauten van het Gulden Vlies, de HebreÃ«rs, door Job bezongen, de Grieken, door Homerus, de Romeinen, door Virgilius vereeuwigd, zij allen, wier oogen reeds zoovele eeuwen gesloten zijn, hebben eeuw aan eeuw den blik gericht op die oogen des hemels, die altijd geopend blijven. Menschen-geslachten en volkeren met hunne tronen en altaren zijn van het aardrijk verdwenen ; de sterrenhemel is gebleven. Is het wonder, dat men den sterrenhemel beschouwd, bemind, vereerd en bewonderd heeft, lang vÃ³Ã³rdat men zijne ware schoonheid, en onpeilbare diepte gekend heeft? De sterrenhemel spreekt ons van het oneindige en grijpt ons aan, omdat hij ons leert, wat waarheid, oneindigheid, eeuwigheid is. Er zijn er, die beweren, dat het ware gevoel voor het verhevene uit de onwetendheid geboren wordt, en dat men,

om iets te bewonderen, liet niet moet begrijpen. Dwaze opvatting, waarvan de onjuistheid reeds blijkt uit de hartstochtelijke bewondering, die de sterrenkunde in onze eeuw opwekt, niet alleen bij enkele zeldzame genieÃ«n, maar bij duizenden ontwikkelde lezers, die zich bijna schamen, zoovele jaren in onwetendheid en onverschilligheid te hebben voortgeleefd, en die hunne bewondering voelen toenemen, naarmate zij dieper in de kennis van de oneindige ruimte doordringen. Wat is het uitspansel van Mozes, Job, Hesiodus, Cicero, bij het onze vergeleken? De minste vallende ster stelt ons reeds de vraag, welke plaats wij in de schepping innemen ; de komeet opent hare vleugels, om ons in de diepten van het heelal mede te voeren; de ster, die aan het firmament schittert, wijst ons op eene verwijderde zon, in wier stralen zich andere menschengeslachten koesteren . . . .

Â»Ik ben naar dien hemel opgestegen, die het meeste van Zijn licht ontvangt, en ik heb dingen gezien, die hij, die van daar weder nederdaalt, niet kan of mag mededeelen,quot; zegt Dante. Zoo gaan ook wij naar de hoogten des hemels op, niet gedragen door de zwakke vleugelen der fantaisie, maar door de krachtige vleugelen der wetenschap.

Onder het ontelbare leger der sterren, die aan den hemel schitteren, rust ons oog bij voorkeur op de schitterendste lichten en op enkele groepen, die als het ware eene geheimzinnige schakel vormen, die de verschillende werelden aan elkander verbindt. Die groepen zijn ten allen tijde, zelfs door de ruwste volksstammen, opgemerkt, en reeds in de eerste tijdperken der menschheid hebben zij namen gekregen, meestal ontleend aan het dierenrijk, omdat de mensch de behoefte gevoelde, leven te brengen in de eenzaamheid en de stilte der hemelen. Zoo onderscheidde men reeds oudtijds de zeven sterren van de Groote Beer of de Wagen, waarvan reeds Homerus spreekt, de Plejaden, den reus Orion, de Hyaden, in den kop van de Stier, Bodies, (de Berenhoeder) bij de Grooie Beer. Die vijf groepen kende men reeds voor 3000 jaren, evenals de helderste sterren des hemels: Sirius, Arcturus.

Men weet niet, wanneer de sterrenbeelden gevormd zijn, wel is het zeker, dat zij zich langzamerhand hebben ontwikkeld ; reeds Job noemt de Plejaden, Hyaden, Orion. Homerus spreekt eveneens reeds over die sterrenbeelden in zijne beschrijving van het bqroemde schild van Vulcanus: Â»Op hare oppervlakte schetst hij met goddelijk beleid verschillende voorstellingen: de aarde, den hemel, de zee, de

de Plejaden, de Hyadeu, Orion, de Beer, (ook de Wagen genoemd), die om de pool wentelt; het is het eenige sterrenbeeld, dat niet in de golven van den Oceaan neerduiktquot; (i).

Eene aandachtige beschouwing van den hemel deed reeds spoedig de helderste sterren opmerken: IVega in de Lier, Capella in de Wagenman, Procyon in de Kleine Hond, An la res in de Schorpioen, AltaÃ¯r in de Arend, Spica in de Maagd, de Tweelingen, de Stoel of Cassiopea, de Zwaan, in den melkweg gelegen. Wel waren deze sterren en sterrenbeelden reeds ten tijde van Homerus en Hesiodus opgemerkt, maar waarschijnlijk had men ze nog geene namen gegeven, omdat men de behoefte nog niet gevoelde, ze op te teekenen ten behoeve van den kalender of de scheepvaart (2).

Voor 3000 jaren was de ster /? van de Kleine Beer (zie fig. 23 blz. 53) poolster, en hadden de bekwame zeevaarders van Tyrus en Sidon de zeven sterren van de Kleine Beer herkend, die zij de hondestaart noemden; zij bepaalden hunnen koers alleen naar de dagelijksche beweging van den sterrenhemel, en gedurende een aantal eeuwen overtroffen zij in nauwkeurigheid alle zeevaarders der Middellandsche Zee. De Hond heeft hare plaats afgestaan aan de Beer, om de groote overeenkomst tusschen dat sterrenbeeld met de Groote Beer, maar de staart is lang en opgekruld in strijd met de eigenschappen van het nieuwe dier.

Zoo hebben de sterren van den noordelijken hemel tot merk-teekens gediend voor de eerste menschen, die zich op de wateren durfden wagen. Maar tevens dienden zij als gidsen voor de nomadische volksstammen, die telkens hunne tenten op andere plaatsen opsloegen. Te midden der woeste natuur hadden de oudste legerscharen alleen de Kleine Beer om hunne schreden te richten. De [Vagen, de Stoel, de drie Koningen, (ook de Hark, de Stok van Jacob en de Draagband van Orion genoemd); het Kippenhok, of de Kip en de Kuikens, de Pijl, de Slang, de Stier, de Zwaan, de Reus Orion, zijn langzamerhand gevormd.

(2) De Chineezen hadden reeds veel vroeger sterrenbeelden gevormd, maar zij verschillen in alle opzichten van de onze. Prof. Schlegel heeft de Chineesche hemelbeschrijving uitgegeven, bestaande uit 670 sterrenbeelden. Volgens hem dagteekenen deze van het jaar 17000 vÃ³Ã³r onze tijdrekening. Reeds 28 eeuwen vÃ³Ã³r Christus namen de Egyptenaren het opkomen van Sirius waar in verband met de jaarlijksche overstrooming van den Nijl.

midden der woeste natuur richtte alleen de Kleine Heer de schreden der oudste legerscharen.

jaargetijden met de sterrenbeelden: zÃ³Ã³ ontstonden de Waterman en de Visschen in verband met regen en water; de Leeuw in verband met de zomerhitte, de Ram in verband met de lente, de Aar der Maagd in verband met den oogst, de hond Sirius, die het wassen van den Nijl aankondigde en de hondsdagen. De dichtkunst, de dankbaarheid, de fabelleer voegden daaraan toe: Hercules, Perseus, Andromeda, Cepheus, Cassiopea, Pegasus \ later, in het Ro-meinsche tijdperk, kwamen daarbij het Hoofdhaar van Berenice en Antinous; nog later, in de nieuwere tijden: het Zuiderkruis, de Indiaan, de Beeldhouwerswerkplaats, de Lynx, de Giraffe, de facht-honden, het Schild van Sobieski, de Kleine Vos.

Het is hier de plaats niet, om alle sterrenbeelden met hunne meer of minder vreemde figuren te bespreken of te teekenen; ons doel was slechts, ons van die sterrenbeelden eene ruwe voorstelling te maken.

Nog altijd is de hemel in afdeelingen verdeeld, die ieder den naam hebben behouden van het oorspronkelijke sterrenbeeld. Maar wij moeten onze lezers herinneren, dat de ligging der sterren, zooals wij ze zien, slechts betrekkelijk is, en dat de gedaanten, die zij voor ons vertoonen, slechts een gevolg zijn van het perspectief. Wij weten toch reeds, dat de hemel geen holle kogel is, waarop de sterren bevestigd zijn, maar dat de aarde in alle richtingen omgeven is door eene grenzenlooze leegte, waarin de sterren op alle mogelijke afstanden gezaaid zijn. Indien wij dus aan den hemel verscheidene sterren bij elkander zien, dan bewijst dit volstrekt niet, dat alle sterren, tot eenzelfde sterrenbeeld behoorende, op gelijken afstand van de aarde gelegen zijn. De schijnbare stand der sterren aan den hemel hangt alleen af van den stand der aarde ten opzichte dier sterren. Indien wij onze aarde konden verlaten en ons naar eene verafgelegen plaats der ruimte konden begeven, dan zouden wij in de onderlinge ligging der sterren wijzigingen zien plaats grijpen, grooter, naarmate wij ons verder van onze oorspronkelijke standplaats verwijderd hadden.

Nadat wij alzoo alle misverstand hebben trachten uit den weg te ruimen, kunnen wij thans met de beschrijving der sterrenbeelden afzonderlijk beginnen, en trachten, ons door eene nauwkeurige plaatsbepaling aan den hemel, voor te bereiden, om het boek des Hemels te leeren lezen.

Er is Ã©Ã©n sterrenbeeld, dat iedereen kent; wij zullen dan ook daarmede beginnen, het zal ons tot uitgangspunt dienen, om de overige te bereiken, en tot merkteeken, om die te vinden. Dat sterrenbeeld is de Groote Beer, ook wel genaamd de Wagen van David.

Het is bekend genoeg. Ten behoeve echter van enkelen onder onze jeugdige lezers, die nog geen kennis daarmede gemaakt hebben, geven wij zijn signalement, waaraan het steeds te herkennen is.

Wend u naar het noorden, dat is naar dat gedeelte des hemels, dat gelegen is tegenover het punt, waar de zon te twaalf uren staat. Op iederen datum des jaars en op ieder uur van den nacht zult gij daar steeds een groot sterrenbeeld vinden, bestaande uit zeven heldere sterren, waarvan vier eenen vierhoek vormen, en drie naast elkander liggen aan Ã©Ã©n der hoekpunten. Het heeft de volgende gedaante:

Dat sterrenbeeld gaat nooit onder. Dag en nacht staat het boven den noordelijken horizon, terwijl het zich langzaam in 24 uren om eene ster beweegt, waarover wij zoo aanstonds zullen spreken. Ah Groote Beer vormen de drie uiterste sterren den staart, en de vierhoek het lichaam. Als Wagen vormen de vier sterren de vier wielen, en de drie overige den dissel, de paarden of de ossen. Boven de tweede (?) dier drie laatste kan een scherp gezicht eene zeer kleine ster onderscheiden, Alcor genaamd. Iedere ster wordt voorgesteld door eene letter van het Grieksche alphabet: /?, y, J, zijn de vier

sterren van den vierhoek, e, rj de drie sterren van den dissel â¢, men iieeft ze ook Arabische namen gegeven, die wij met stilzwijgen zullen voorbijgaan, omdat ze gewoonlijk niet gebruikt worden, met uitzondering van de ster gt;): Mizar.

Indien wij nu de twee sterren Â« en /3 door eene rechte lijn vereenigen, en die lijn naar de zijde van Â« met een bedrag gelijk aan vijf maal den afstand van /3 tot a verlengen, of, wat hetzelfde is. op het verlengde der lijn Â« (3 een stuk uitzetten, gelijk aan den afstand van a. tot )j, dan vindt men eene ster, die iets minder helder is dan de vorige sterren, en die het uiteinde vormt van eene figuur, die denzelfden vorm heeft als dc Croote Beer, maar in tegengestelden zin loopt en kleiner is. Dit sterrenbeeld is de Kleine Beer of de Kleine Wagen, ook uit zeven sterren bestaande. De ster, die het uiteinde vormt van den dissel van de Kleine Wagen, is de Poolster.

De poolster onderscheidt zich hierdoor van alle andere sterren, dat zij onbewegelijk aan den hemel blijft staan. Op welk oogenblik men haar ook des daags of des nachts waarneemt, men vindt haar steeds aan hetzelfde punt van den hemel. Alle andere sterren bewegen zich in 24 uren in cirkels, om de poolster als middelpunt. Zij neemt steeds Ã©Ã©ne der polen des hemels in, en dient daarom tot vast punt voor hen, die den wijden ()ceaan bevaren of die dooide onherbergzame woestijn trekken.

Als men de poolster beschouwt, die in het middelpunt van den noordelijken hemel staat, heeft men het zuiden achter zich, het oosten aan de rechterhand en het westen links. Alle sterren bewegen zich om de poolster heen in tegengestelden zin van de wijzers van een uurwerk.

Aan de andere zijde van de poolster, met betrekking tot de Groote Beer, ligt een ander sterrenbeeld, dat men dadelijk vinden kan. Indien men uit S van de Groote Beer eene lijn naar de pool trekt, en die lijn even ver verlengt, dan komt men aan het sterrenbeeld

Cassiopea, bestaande uit 5 voorname sterren, die de gedaante hebben van M De kleine ster k, die den vierhoek (zie vorige figuur) voltooit, geeft daaraan ook den vorm van eenen stoel. Die sterrengroep kan alle mogelijke standen aannemen bij hare beweging om de pool; zij kan nu eens boven, dan weder beneden, nu eens rechts, dan weder links van de pool gelegen zijn, maar steeds is zij gemakkelijk te herkennen, daar zij evenmin als de vorige voor ons ondergaal, en altijd tegenover dc Groote Beei' gelegen is. De poolster is als het ware de spil, waaromheen de twee sterrenbeelden draaien.

Indien wij nu uit de sterren lt;* en J van de Groote Beer twee lijnen naar de pool trekken, en die lijnen verlengen tot voorbij Cassiopea, dan komen zij uit in het sterrenbeeld Pegasus (zie volgende figuur). Dat sterrenbeeld vormt een vierkant, dat weder twee sterren achter zich heeft, die met Â« eene figuur vormen, gelijkende op de drie

sterren van de Groote Beer. De drie sterren behooren bij Andromeda, en eindigen in het sterrenbeeld Perseus. De laatste ster van het vierkant 'van Pegasus is de eerste ster a van Andromeda, de drie andere heeten y, Â«, /3. Ten noorden van /? van Andromeda vindt men bij eene kleine ster v eene langwerpige nevelvlek, die met het bloote oog zichtbaar is. In Perseus vindt men in het verlengde der sterren Â«, /?, y van Andromeda eene heldere ster Â«, tus-schen twee minder heldere sterren in, die met haar eenen hollen, gemakkelijk te onderscheiden boog vormen. Die boog kan weder dienst doen, om andere sterrenbeelden te vinden. Verlengen wij dien boog naar de zijde van dan vindt men eene zeer heldere ster van de eerste grootte; Cape/la. Indien wij uit J eene loodlijn

op liet verlengde van dien boog neerlaten naar het zuiden, dan komt men aan de Plejaden. Niet ver daarvan af ligt de veranderlijke ster Algol of het Medusahoofd, die in 2 dagen, 20 uren, 48 minuten en 54 secunden I van de 2^c,e tot de 4^lt;le grootte afwisselt. Wij I zullen met die veranderlijke sterren later kennis maken. Voegen wij hierbij, dat de ster y van I Andromeda Ã©Ã©ne der schoonste dubbele sterren 1 (zij is zelfs driedubbel) uit dien hemelstreek is. 1

Indien wij nu de kromme lijn van Andro- I meda tot voorbij Pegasus verlengen, dan komen

wij aan den melkweg en ontmoeten daar; de Zwaan, in den vorm van een kruis, de Lier, waartoe / / 'ega behoort, de Arend, [AHoÃ¯r

met twee wachters). Dit zijn de voornaamste sterren aan de Ã©Ã©ne zijde in de nabijheid der pool gelegen; wij zullen zoo aanstonds nog nader daarmede kennis maken, maar hebben tui alleen te zorgen, dat wij eenige merkteekens aan den hemel vaststellen.

Wij keeren nu weder naar de Groo/e Beer terug. Tndien wij de kromming van den staart volgen, zullen wij op eenigen afstand daarvan eene ster van de eerste grootte vinden, Arcturus of Â« van BoÃ¶tes. Een kleine kring van sterren, links van Bodies, vormt de Noordelijke Kroon. In Mei van 1866 heeft men daar eene schitterende ster gezien, wier glans slechts 14 dagen geduurd heeft. De sterren, die BoÃ¶tes vormen, zijn van de derde grootte, met uitzondering van Arcturus, die van de eerste grootte is. De ster e, daar boven gelegen, is dubbel; door den teleskoop ziet men twee

van belang, om hier duidelijk en nauwkeurig te zijn. Toch is er veel poÃ«zie in het denkbeeld, dat ieder dier merkteekens, die wij thans hebben aangewezen, eene wereld op zich zelf of liever een geheel wereldstelsel is, en dat van de drie zonnen, in eenen gelijkzijdigen driehoek gelegen, Wega in de Lier, Arcturus in Bootes en de Poolsier, Wega over twaalf duizend Jaren de plaats zal innemen, thans door de poolster ingenomen.

den naam van circumpolair-sterren gekregen hebben, kan men zich gemakkelijk eigen maken, door op eenige heldere avonden de genoemde sterrenbeelden aan den hemel te zoeken met behulp van de voorgaande schetsen en van figuur 275.

Dit zijn de voornaamste sterren en sterrenbeelden jvan het noordelijk halfrond, waarvan de top in de noordpool gelegen is en de basis met den aequator des hemels samenvalt. Thans volgt de beschrijving van de twaalf sterrenbeelden van den dierenriem, die eenen hoek van ruim 23⁰ maakt met den aequator en waar de ecliptica, of schijnbare zonsweg, midden doorheen loopt. De naam van dierenriem of zodiak, gegeven aan den gordel van sterren, door de zon in een jaar tijds doorloopen, is afgeleid van het Grieksche woord dier_y omdat de dieren in die beelden de overhand hebben. Men heeft dien gordel verdeeld in twaalf deelen, die men de twaalf teekens van den dierenriem genoemd heeft; onze voorouders noemden

ze de huizen der zon of ook de maandelijksche verblijfplaatsen van yl/gt;ollo, omdat de zon iedere maand in een dier teekens komt en iedere lente in het beginpunt van den dierenriem terugkeert. Het

en de Visschen X. De teekens, achter de namen geplaatst, zijn een laatste spoor der oorspronkelijke hiÃ«roglyphen, waardoor zij werden voorgesteld : T beteekent de horens van den ram; Y den kop van den stier; nt eenen waterstroom, enz.

Indien wij den noordelijken sterrenhemel kennen, en de belangrijkste sterren voldoende in onzen geest gegrift zijn, dan zal het ons gemakkelijk vallen, de sterrenbeelden van den dierenriem te herkennen. Die gordel kan ons tot grensscheiding van den noorde-

lijken en den zuidelijken hemel dienen : Ziehier de beschrijv'ng: (zie fig. 276).

De Ratu, die aan hut lioold der kudilc optrekt, opent de rij. Dat sterrenbeeld heeft niets merkwaardigs; de helderste zijner sterren is van de grootte en ligt op Ã©Ã©nen der horens van den ram. â Daarop volgt dr Stier-, indien gij in eenen helderen winternacht de zachte Plejaden ziet flikkeren, dan zult gij in hare nabijheid eene prachtige roode ster zien. Het is Ahieharan. hel oog van den stier, eene ster van de is'e grootte, en Ã©Ã©ne der schoonste sterren van onzen sterrenhemel. â Wij komen thans aan de Tweelingen, wier hoofden worden aangewezen

door twee schoone sterren, van de 2ile grootte, iuts boven eene ster der iste grootte gelegen Procyon of de Kleine Hond. -- Daarna hebben wij de Kreeft, een niet belangrijk sterrenbeeld, hare helderste sterren zijn slechts van de 411e grootte en zijn over het lichaam van het dier verspreid. â- Een schooner sterrenbeeld is de Leeuw, waarin Regulus, eene ster der 1 gt;'e grootte, voorkomt, en eenige sterren van de 2lt;le tot de 3Â«'Â« grootte, in een trapezium gelegen. â Daarop volgt de Maagd, wier plaats wordt aangewezen door eene bijzonder heldere ster der 1 ^te grootte: Spica, in de nabijheid van eene andere ster van de grootte. Arc turns, die in het verlengde van den staart van de Groote Beer ligt. Wij komen daarna aan de Weegschaal, aangewezen door twee sterren van de 2illt;quot; grootte, die volkomen

o]) de tweelingen zouden gelijken, als zij dichter bij elkander lagen. â In het sterrenbeeld de Schorpioen wijst eene heldere roode ster der 1 ste grootte: Antares, midden tusschen twee sterren der 3'le grootte, het hart aan. â De pijl van den Boogschutter, door drie sterren van de 2(le tot de 3^ grootte aangeduid, is juist op den schorpioen gericht. â De Steenbok is een sterrenbeeld, dat alleen te herkennen is aan twee dicht bij elkander gelegen sterren der 3lt;lo grootte. â De Waterman bestaat voornamelijk uit drie sterren van de 3'le grootte in eenen driehoek geplaatst, waarvan de meest noordelijke op den aequator valt. â- De rij wordt gesloten door de Visschen, bestaande uit nauwelijks te onderscheiden sterren van de 3lt;lc tot de grootte, ten zuiden van Pegasus gelegen.

Wij hebben de sterrenbeelden van den dierenriem opgenoemd in de volgorde van de rechtloopende beweging (van het westen naar het oosten) van de zon, de maan en de planeten, welke dien gordel doorloopen. Ten tijde van hun ontstaan wezen zij den maandelijk-schen stand der zon in ieder dier beelden aan. De verdeeling van den sterrenhemel in figuren was het eerste hiÃ«roglyphenschrift; het was in onuitwischbare teekens aan den hemel gegrift.

der volkeren, in de samenstelling der kalenders en in het vaststellen der openbare feesten. Men schatte den ouderdom van den dierenriem van Den-derah, op het laatst der vorige eeuw in Egypte ontdekt, oorspronkelijk op 15000 jaren; het is echter thans uitgemaakt, dat hij slechts 2000 jaren oud is. Alle oude kalenders en dierenriemen beginnen het jaar met het sterrenbeeld de Stier, zooals

wij reeds vroeger (blz. 61) hebben opgemerkt. De zoldering van eene grafkamer te Thebe vertoont den Stier aan het hoofd van den stoet. De dierenriem van Esne en het astronomisch tafereel, door Champollion in het RamesseÃ¼m te Thebe ontdekt, zijn meer dan 4000 jaren oud, zooals blijkt uit het feit, dat het lentepunt in de Hyaden gelegen was. De Chineezen telden eveneens het begin dei-schijnbare beweging van de zon van de Stier; er bestaat nog eene oude Chineesche waarneming van het jaar 2357 v. C. waar de ster r\ der Plejaden het lentepunt voorstelt.

Zonder te zeer in bijzonderheden te treden over de verschillende dierenriemen, uit de oudheid tot ons gekomen, wijzen wij alleen op fig. 277, die eenen Arabischen dierenriem voorstelt, in de i3^lt;le eeuw

op eenen tooverspiegel gegraveerd en opgedragen aan Aboulfald, den roemrijken sultan, het licht der wereld, zooals hij in het opgeschroefde opschrift van den rand wordt genoemd. Fig. 278 is een oude dierenriem der Hindoes. Fig. 279 is een Chineesche dierenriem, op eenen talisman geslagen; de twaalf teekens verschillen van dt; onze ; zij zijn : de Muis, de Koe, de Tijger, het Konijn, de Draak, de Slang, het Paard, de Ram, de Aap, de Kip, de Hond, het Zwijn. Fig. 280 is eene Chineesche medaille, waarop men het sterrenbeeld Teou, de Groote Beer (doch daar het Schepel genoemd), de Slang, de Degen en de Schildpad vindt: het is een talisman, die dient, om den moed op te wekken; uit het veelvuldig voorkomen van

dien talisman zou men moeten afleiden, dat de Chineezen niet tot de moedigsten behooren.

Van alle sterrenbeelden van den dierenriem heeft de Stier de-belangrijkste rol gespeeld in de oude mythen, terwijl de Plejaden uit dat sterrenbeeld bij alle oude volken den kalender geregeld hebben. Maar keeren wij thans tot de sterren terug.

Indien men onze beschrijvingen op de kaarten goed gevolgd heeft, dan kent men thans de sterrenbeelden van den dierenriem even i^oed als die van het noordelijke deel des hemels. Wij moeten hier echter nog iets aan toevoegen. De circumpolairsterren zijn steeds boven den horizon zichtbaar; op welken tijd van het jaar men ze ook waarneemt, behoeft men zich slechts naar het noorden te wenen, en men vindt ze, hetzij boven, hetzij onder, hetzij rechts, hetzij

links van de poolster; de sterren van den dierenriem daarentegen verschillen hierin van de circumpolairsterren, dat zij nu eens boven, dan weder onder den horizon staan. Wij moeten dus weten, op welk tijdstip zij zichtbaar zijn. Daartoe behoeven wij slechts op te geven, welk sterrenbeeld op iedere eerste der maand, b.v. des avonds tc negen uren, in den meridiaan staat, dat is in de lijn, die door de pool des hemels en ons zenith gaat. Alle sterren komen, bij hare dage-lijksche beweging van het oosten naar het westen, iederen dag Ã©Ã©nmaal in die lijn. Het sterrenbeeld, dat juist in den meridiaan is, is het middelpunt van de op dat oogenblik zichtbare sterrenbeelden.

LIJST DER STERRENBEELDEN, DIK IN NEDERLAND DES WONDS TK 9 UREN DEN MERIDIAAN PASSEEREN.

i Februari. Dc Tweelingen iets links of ten oosten van den meridiaan), i Maart; Castor en Pollux (rechts of ten westen van den meridiaan), J'rocyon

i Augustus; Antares, Ophinchus i September : De Boogschutter, de Arend i October; De Steenbok, de Waterman.

Wij moeten thans ons overzicht aanvullen met de sterren van den zuidelijken hemel.

Letten wij weder op onze kaart van den dierenriem; onder de Slier en de Izveelingen, ten zuiden van den dierenriem, ziet men den reus-achtigen Orion, die zijne knots opheft naar den kop van den Stier. Zeven schitterende sterren zijn daar zichtbaar, twee daarvan Â« en /? zijn van de i^ste grootte, de vijf overige zijn van de 2^de grootte; Â« en y wijzen de schouders aan, c- de rechterknie, /? de linkerknie; 5, Â£, % den draagband; onder die lijn is eene lichte streep van drie dicht bij elkander gelegen sterren, die de Degen vormen. Tusschen den westelijken schouder y en den Stier ziet men het Schild, bestaande uit eene rij kleine sterren. Het hoofd wordt aangewezen door eene kleine ster A van de 4^cle grootte.

Indien gij u op eenen helderen winteravond naar het zuiden wendt, zult gij dat groote sterrenbeeld dadelijk herkennen. De vier sterren y, /?, k nemen de hoeken van eenen grooten vierhoek in, de drie overige e, staan in eene schuine lijn in het midden van dien vier-

hoek, Â« (in het noordoosten) heet Bete/geuze, /3, het zuidwestelijke hoekpunt, heet Rig el.

De draagband, naar beide zijden verlengd, gaat in het noordwesten door Aldebaran, of het oog van den Stier, en in het zuidoosten door Sirius, de schoonste ster des hemels, waarover wij zoo aanstonds zullen spreken.

Orion is in den winter des avonds zichtbaar. Geen ander jaargetijde geeft zulk eenen prachtigen sterrenhemel. Terwijl de natnur ons een deel harer gaven onthoudt, schenkt zij ons een niet minder te waardeeren genot tot vergoeding. Wij zien van de Stier en Orion in het oosten, tot aan de Maagd en BoÃ¶tes in het westen; van de achttien sterren der i^ste grootte, die men aan den geheelen sterrenhemel telt, zijn er twaalf zichtbaar van 9 tot 12 uren, behalve nog een aantal schoone sterren der 2^de grootte, belangrijke nevelvlekken en andere schitterende tafereelen. Zoo herstelt de natuur op harmonische wijze het evenwicht; terwijl zij onze korte en ijzige winterdagen somber maakt, schenkt zij ons lange nachten, rijk aan de schoonste en kostbaarste scheppingen des hemels.

Het sterrenbeeld Orion is niet alleen rijk aan heldere sterren, het openbaart den ingewijden nog schatten, die geen ander sterrenbeeld kan opleveren. Het is eene goudmijn voor de wetenschap.

In het zuidoosten van Orion schittert de schoonste van alle sterren. Sir ins of a van het sterrenbeeld de Groote Hond. Die ster van de jste grootte staat in het oostelijke bovenste hoekpunt van eenen grooten vierhoek, welks basis naast eenen driehoek gelegen is. Dat sterrenbeeld komt bij ons in het einde van November des avonds op, gaat in het einde van Januari om 12 uur door den meridiaan en is in het einde van Maart des avonds onzichtbaar. Het heeft reeds bij de Egyptenaren eene groote rol gespeeld, omdat het de overstrooming van den Nijl, de grootste hitte en de koortsen aankondigde; maar de praecessie der nachteveningspunten (blz. 53â59) heeft sedert 3000 jaren het tijdstip zijner verschijning i¹^ maand verschoven, zoodat Sirius thans niets meer voorspelt. Toch is die ster rijk aan leering met betrekking tot de afmetingen van het heelal.

De Kleine Hond ligt boven zijnen ouderen broeder en onder de Tweelingen Castor en Pollux, ten oosten van Orion. Alleen de ster Â« of Procyon is daarin merkwaardig.

De IFaterslang is een groot sterrenbeeld, dat een vierde van den horizon inneemt, gelegen onder de Kreeft, de Ixeuw en de Maagd.

De kop, gevormd door vier sterren van de 4^c,e grootte, ligt aan de linkerzijde van Procyon, op het verlengde eener lijn, door de ster en Betelgeuze getrokken. De westelijke zijde van het trapezium in de Leeuw, snijdt de ster Â« van de 2^ae grootte in het hart van den Waterslang gelegen; men onderscheidt daar tevens de Raaf en de Beker.

Thans blijven nog alleen ter bespreking over: Eridanm, de Wal-visch, de Zuidelijke Visch en CetUaurus. Men vindt ze in de genoemde volgorde rechts van Orion. Eridanus is een vloed, bestaande uit eene menigte sterren, beginnende bij Rig el en zich in den horizon verliezende. Na verscheidene bochten eindigt hij in eene ster der i^stegrootte, Achernar. Eridanus is de stroom, waarin PhaÃ«thon neder-stortte, toen hij den zonnewagen mende; hij werd aan den hemel geplaatst, om Apollo te troosten over den dood van zijnen zoon.

Om de Walvisch te vinden, hebben wij slechts te letten op eene ster van de 2^de grootte, onder de Ram gelegen, die eenen gelijk-beenigen driehoek vormt met de Ram en de Rlejaden. Het is de ster a van de Walvisch. a, Â£, y vormen een parallelogram, dat den kop aanwijst. De basis Â« y, gaat, na verlengd te zijn, door eene ster van de 3^de grootte: en eene ster op den nek: Â«. Die ster is Ã©Ã©ne der merkwaardigste van den hemel; zij heet de Wonderlijke, Mira Ceti. Zij behoort tot de veranderlijke sterren. Nu eens schittert zij als eene ster van de 2^de grootte, dan weder wordt zij geheel onzichtbaar. Men heeft die veranderingen gevolgd sedert het einde der i6^cte eeuw, en daarin eene periode van gemiddeld 331 dagen ontdekt.

Het sterrenbeeld Centaurus eindelijk is beneden Spie a in de Maagd gelegen. De ster 3- van de 2^du grootte, en de ster 1 van de 3^(lcgrootte, wijzen het hoofd en den schouder aan; het is het eenige gedeelte van dat beeld, dat boven onzen horizon komt. Centaurus bevat de ster lt;* van de i^c grootte, de sier, die hel diehlsl bij ons gelegen is,- zij ligt op eenen afstand van yj billioen kilomeiers. De achterpooten raken het Zuiderkruis, gevormd uit vier sterren der 2de grootte, welk sterrenbeeld altijd onder onzen horizon blijft. Nog verder, in het midden van het zuidelijke halfrond, is de zuidpool gelegen, die door geene enkele merkwaardige ster wordt aangewezen.

Volledigheidshalve geven wij hier eene chronologische opgave, die ons leert, in welke volgorde de voornaamste sterrenbeelden schijnen te zijn gevormd en van namen voorzien.

Dit zijn de belangrijkste sterrenbeelden, waarin de hemel vroegeren of lateren tijd verdeeld is. De oude sterrenbeelden

eerbiedwaardig' om den band, die hen met de geschiedenis en den godsdienst verbindt; de nieuwere moesten hoe eer hoe liever uit de wetenschap verdwijnen. Zij zijn Ã³f vleierijen, eenen geleerde onwaardig, Ã³f aardigheden, zooals de Ka/, die door Lalande aan den hemel gebracht is, omdat hij een groote kattenvriend was.

Men heeft in de i 7^lle eeuw ook getracht, de heidensche godheden uit den hemel te verjagen en ze door Christelijke heiligen, apostels en bijbelsche personen te vervangen. Een zekere Julius Schiller meende op die wijze de wetenschap te dienen; hij begint met te betoogen, dat de heidensche sterrenbeelden strijdig zijn met het Christelijk gevoel en het gezond verstand, en citeert daarbij de kerkvaders Isodorus, die ze als duivelsch brandmerkt, Lactantius, die de verleiding van het menschelijk geslacht kastijdt, en Augustinus, die de heidensche helden ter helle doemt.

Immers Christus is de ware zon, de Koning der hemelen; de maagd Maria is rein en blank en schittert door het licht van Christus; Adam is de oude vader, die alles in zijne baan omvat; Mozes is de Jupiter van het volk Gods; Jozua is de overwinnaar onder het uitverkoren volk, omdat zelfs de zon aan zijne roepstem gehoorzaamd heeft en hem veroorloofd heeft, zijne vijanden uit te roeien. Johannes de Dooper is de morgenster van Christus, de voorlooper van de zon; Elias treedt in de plaats van Mercurius, omdat hij in eenen vurigen wagen ten hemel gevaren is, als boodschapper van het einde der dagen.

Doch wij mogen niet langer over dergelijke historische bijzonderheden uitweiden. Wij hebben de provinciÃ«n des hemels genoemd. Deze hebben echter geene waarde of beteekenis, zoolang wij niet met hare bewoners hebben kennis gemaakt.

Plaats der sterren aan den hemel. Rechte klimming en declinatie. Waarneming der sterren. Sterrencatalogussen.

Eertijds wees men de sterren alleen aan door haren stand in het sterrenbeeld, waartoe zij behooren. Zoo kreeg Regulus den naam van; het hart van den Leeuw; Antares: het hart van den Schorpioen; Aldebaran; het oog van den Stier; Rigel: de voet van Orion, enz.; later werden de sterren door letters aangewezen, en werd daardoor de plaatsbepaling iets nauwkeuriger; doch in de praktische sterrenkunde kan men zich niet tevreden stellen met dergelijke onzekere opgaven; men heeft daar volkomen juiste plaatsbepalingen noodig; hoe dit geschiedt, zullen wij thans trachten duidelijk te maken.

Zooals wij vroeger zagen, spelen de sterrenbeelden in de astronomie de rol van de landen en provinciÃ«n in de aardrijkskunde; de namen der voornaamste sterren zijn als het ware de namen dei-steden. Op de aarde zijn die namen niet voldoende, om de juiste plaats op aarde uit te drukken, daarom maakt men daarbij gebruik van de lengte en de breedte. Een dergelijk stelsel gebruiken de astronomen voor de sterren.

Herschel zeide, dat de plaats van eene ster, eenmaal bepaald, een vast punt aangeeft, dat van onmetelijk nut is voor de kennis van het heelal; het instrument, waarmede die plaats bepaald is, moge versleten zijn, de astronoom, die. haar bepaald heeft, moge gestorven zijn, het punt blijft als een vast merkteeken, dat nooit verandert, minder vergankelijk dan een metalen gedenkteeken of de Pyramiden van Egypte.

De cirkel, tep opzichte waarvan de plaats der sterren bepaald wordt, is de aequator des hemels; men heeft dien cirkel gekozen, omdat men zijnen stand steeds kan terug vinden. Men noemt den afstand van de ster tot den aequator de declinatie der ster; zij is noordelijk of zuidelijk, naarmate de ster ten noorden of ten zuiden van den aequator staat. Die grootheid komt overeen met de breedte op aarde. De tweede grootheid, die de plaats der sterren bepaalt.

de rechte klimming, komt overeen met dc lengte op aarde; hieronder verstaat men den boog van den aequator, begrepen tusschen den meridiaan der plaats en dien eener andere jjiaats (b. v. Greenwich, Parijs, Amsterdam, Ferro), die als eerste meridiaan aangenomen is. In de sterrenkunde is het punt van uitgang der rechte k/imming niet willekeurig, maar gelegen in een der snijpunten van den aequator met de ecliptica (i).

De plaats eener ster aan den hemel is dus volkomen bepaald door hare declinatie en hare rechte klimming. Hierbij moet alleen nog gevoegd worden, of de declinatie noordelijk (-{-) of zuidelijk (â) is; om verwarring met het teeken te vermijden, kan men de declinatie vervangen door den afstand van de ster tot de noordpool.

Een voorbeeld zal dit duidelijk maken. Zij A eene ster, op den hemelbol gelegen tusschen de noordpool en den aequator. Hare declinatic is het aantal graden van den boog AE, die deel uitmaakt van den cirkel, door de ster en de noordpool loodrecht op den aequator getrokken. Stel dat die declinatie 40quot; bedraagt. Dan schrijven wij ;

Indien de ster ten zuiden van den aequator op 40 ' van den aequator gelegen was, dan zoude men moeten schrijven:

Daar alle sterren, gelegen op eenen cirkel, op 40' ten noorden van den aequator, evenwijdig aan den aequator getrokken, eene zelfde declinatie = -j- 40quot; hebben, zoomoet men nog den afstand EO kennen, die den vertikalen cirkel l'Q van het punt O oorsprong der rechte klimming) scheidt. Indien die afstand b. v. 22¹/.₂⁰ bedraagt, dan schrijft men ;

De rechte klimming wordt geteld van het punt ^ry^gt; (beginpunt van het sterrenbeeld AVrw)

naar het oosten Men drukt haar uit in graden of in tijd, evenals de lengte op aarde. Evenals men het verschil in lengte tusschen Wecnen en l'arijs uitdrukt, door te zeggen, dat zij 15quot; lengte of 1 uur in tijd verschillen (daar beide hel vier en twintigste deel van den omtrek der aarde bedraagt, zoo stelt ook ieder uur rechte klimming 15 ¹ voor, of iedere graad 4 minuten tijd Gewoonlijk wordt de rechte klimming in tijd uitgedrukt, omdat men door middel van den meridiaankijker het verschil in tijd bepaalt tusschen den doorgang van do ster door den meridiaan en dien van het punt van oorsprong der rechte klimming.

Om de plaats der sterren aan den hemel te bepalen, maken de astronomen gebruik van den meridiaancirkel, ook wel passage-instru-ment genoemd. Die toestel bestaat uit eenen kijker, die zich in het vlak van den meridiaan kan bewegen; men neemt het oogenblik van doorgang der sterren door den meridiaan waar, door kruisdraden, in het veld van den kijker geplaatst. Op een uurwerk leest men bet juiste oogenblik af van den doorgang, en op den cirkel, die loodrecht staat op de draaiingsas van het instrument, leest men in graden, minuten en secunden den afstand af van de ster tot den aequator of tot de noordpool. Men vindt zoo de rechte klimming en de declinatie der ster op eene eenvoudige en nauwkeurige wijze.

Dit werktuig is in den waren zin des woords het standaardinstrument van iedere sterrenwacht. Men kan zeggen, dat het voorname doel van de stichting der sterrenwachten zooals b. v. die van Parijs, Londen,Washington, Mount-Hamilton, Chicago,Petersburg, Leiden, Berlijn en Weenen, niet ten doel had, het doen van ontdekkingen, maar om langzaam en met zorg de juiste plaats der sterren aan den hemel te bepalen. Er is een groot verschil tusschen die geduld-eischende en kalme werkzaamheden en de ontdekkingen, die de wereld in verrukking brengen en den ontdekker roem en aanzien verschaffen. De onbekende astronoom neemt plaats aan den meridiaankijker, teekent het juiste oogenblik aan, waarop eene ster verdwijnt achter de vertikale kruisdraden, die in het veld van den kijker gespannen zijn, bepaalt het ondeelbare tijdsoogenblik, waarop de ster juist den middendraad passeert, die in den meridiaan gelegen is, leest op den declinatiecirkel microskopen af, die nauwkeurig de hoogte der ster boven den horizon aangeven, verbetert de afwijkingen, die het gevolg kunnen zijn van het stellen van het instrument, van het gewicht en de doorbuiging van den kijker, verbetert daarenboven de fout, ontstaan door de straalbreking in den dampkring, (blz. 85), waardoor de sterren hooger schijnen te staan dan werkelijk het geval is, houdt rekening met den invloed der temperatuur, den barometerstand en den vochtigheidstoestand der lucht, brengt zijne persoonlijke fout in rekening (1), en zoo heeft hij na eene reeks van verbeteringen en herleidingen Ã©cne enkele waarneming van

(1) Teder waarnemer beeft eene persoonlijke fout, die standvastiger is, naarmate hij meer geoefend is. Die persoonlijke font is liet gevolg hiervan, dat hij niet het juiste oogenblik, waarop de ster achter den kruisdraad verdwijnt, weergeeft door het sluiten van eenen galvanisehen stroom, het vastzetten van het werk van een uurwerk of een ander uitwendig teeken.

eene ster volbracht, die geboekt kan worden in eenen catalogus, die duizenden van die waarnemingen bevat.

Geen menschelijk werk is in nauwkeurigheid te vergelijken met de werktuigen, waarmede de astronomen de juiste plaats der hemellichamen bepalen. Het zij voldoende, op te merken, dat een spinragdraad bij de uitmeting eener ster eene belangrijke dikte vertegen-

woordigt; men behoeft slechts eenen blik te slaan op den toestel, die dient om de cirkels van den meridiaancirkel te verdeelen (fig. 284) en men zal gevoelen, hoeveel zorg aan alle bijzonderheden besteed wordt.

De oudste sterrencatalogus, die bewaard gebleven is, is slechts 2000 jaren oud. Hij bevat 1025 sterren, door Hipparchus op het einde der tweede eeuw v. C. te Rhodus waargenomen. Volgens Plinius zou dit de eerste sterrencatalogus zijn, die ooit is vervaardigd, en zou deze arbeid zijn ontstaan te danken hebben aan het zeldzaam

voorkomend (en toenmaals onbegrijpelijk) verschijnsel van het zichtbaar worden eener nieuwe ster aan den hemel. De sterren van dienzelfden catalogus, die in de Almagest van Ptolemaeus bewaard zijn gebleven, zijn 1000 jaren later, in het jaar 960 van onze tijdrekening, te Bagdad weder waargenomen door den Perzischen astronoom Abd-al-Rahman-al-SÃ¼fi; daarna vijf eeuwen later, in 1430 te Samarkand, door Ulugh Beigh, kleinzoon van Tamerlan; vervolgens weder in 1590 in Uraniburg, door Tycho-Brahe, die van den koning van Denemarken het prinsdom Huen had gekregen, waar hij zijne prachtige sterrenwacht had opgericht. In 1676 stelde de Engelsche astronoom Halley te Sint-Helena den eersten catalogus samen van de zuidelijke sterren, die onzichtbaar waren op de breedten, waar de vorige astronomen hunne waarnemingen hadden verricht. In 1712 gaf Flamsteed, de eerste directeur van het observatorium te Greenwich, zijnen catalogus van 2866 sterren uit, te Londen waargenomen. In 1742 vervaardigde Lacaille zijnen catalogus van 9766 sterren van den zuidelijken hemel. Wij noemen hierbij nog den catalogus van Bradley (1760) en dien van Piazzi (1800). De catalogus van Lalande geeft het nummer, de grootte en de plaats van 47 390 sterren, te Parijs van 1789â1800 waargenomen. De prachtige atlas van Arge-lander, in 1863 uitgegeven, bevat 324000 sterren, te Bonn waargenomen, nauwkeurig op hare juiste plaats en op hare juiste grootte geteekend. Men kent thans meer dan een millioen sterren, die waargenomen, gecatalogiseerd en op de sterrenkaarten zijn aangeteekend. Zoo heeft zich onze kennis van den sterrenhemel van stap tot stap uitgebreid door het aantal en de nauwkeurigheid der waarnemingen, en biedt de sterrenhemel ons thans een veel ruimer studieveld aan, dan het planeten- en kometenstelsel.

Door die lange en nauwkeurige rij van waarnemingen heeft men opgemerkt, dat de sterren niet vast of onveranderlijk zijn, zooals zij dit schijnen. Er zijn er, die sedert Hipparchus langzaam in helderheid zijn afgenomen en eindelijk geheel zijn uitgebluscht. Andere zijn er, waarvan de glans langzamerhand is toegenomen, en die thans veel helderder zijn dan eertijds. Nog andere zijn van kleur veranderd en meer of minder gekleurd geworden. Er zijn er ook, die plotseling verschenen zijn, en gedurende enkele weken of maanden een schitterend licht verspreidden, om daarna weer in duisternis te worden gehuld. Bij een groot aantal heeft men eene periodieke verandering in glans waargenomen, zoodat zij eerst met het bloote oog onzichtbaar zijn,

vervolgens te voorschijn treden, langzamerhand in glans toenemen, daarna trapsgewijze afnemen, om weder te verdwijnen en na een zelfde aantal dagen weder zichtbaar te worden; bij enkele sterren is die periode zÃ³Ã³ nauwkeurig, dat men vooraf kan berekenen, hoe zij op bepaalde dagen zullen gezien worden. Ook heeft men sterren waargenomen, die in plaats van een wit of goudgeel licht te ver-

spreiden, zooals bij de meeste het geval is, de helderste kleuren vertoonen, zooals die van smaragd, saffier, robijn, topaas, granaat en de schoonste edelgesteenten. De teleskoop heeft een groot aantal sterren leeren kennen, die, in stede van enkelvoudig te zijn, zooals zij met het bloote oog schijnen, dubbel zijn, en bestaan uit twee naburige sterren, die om elkander heen wentelen in banen, die men

reeds heeft kunnen berekenen, en die alle mogelijke omloopstijden kunnen hebben, van enkele jaren tot verscheidene eeuwen en tientallen van eeuwen : somtijds zelfs heeft men een drievoudig stelsel: eene schitterende ster is vergezeld van twee kleine, en terwijl die twee om elkander heenwentelen, bewegen zij zich samen om de grootste. Onder die veelvuldige stelsels vindt men de schoonste

kleurschakeeringen. De wetenschap is hierin reeds zÃ³Ã³ver gevorderd, dat men eenen catalogus heeft kunnen samenstellen van meer dan duizend dubbele sterren, waarvan men de banen kent en eene kaart van meer dan tien duizend dubbele sterren, die reeds ontdekt zijn.

Reeds vroeger zagen wij, dat de stand der sterren aan den hemel niet onveranderlijk is en dat zij aan verschillende bewegingen onderworpen zijn. Eene dier bewegingen doet den geheelen sterrenhemel langzaam rondwentelen in eene periode van 25735 jaren; het is de praecessie der nachteveningspunten. Maar die beweging is niet aan de sterren zelf eigen: zij behoort aan de aarde, en is slechts eene schijnbare beweging, evenals de dagelijksche beweging van den sterrenhemel en de jaarlijksche beweging der zon; toch noodzaakt zij de astronomen, om ieder jaar de verdeeling der hemelkaarten te wijzigen, omdat het net zich langzaam ten opzichte van de sterren verplaatst; de praecessie, die aan de aarde eigen is, en niet aan den sterrenhemel zelf, verandert de ligging der sterren ten opzichte van elkander in geenen deele; de geheele sterrenhemel schijnt om eene as te wentelen, die door de polen der ecliptica gaat. Maaide nauwkeurige bepaling van de plaats der sterren heeft andere be-wegingen doen kennen, die aan de sterren zelf eigen zijn. Zoo verwijdert zich bijvoorbeeld Archtrits, welke ster men iederen helderen avond kan bewonderen op het verlengde van den staart van de Gr00te Beer, langzaam van het vaste punt, waarop zij voor twee duizend jaren stond, en verplaatst zij zich naar het zuidwesten. Zij heeft 800 jaren noodig, om aan den hemel eenen weg af te leggen, gelijk aan de schijnbare middellijn der maan; toch was die verplaatsing groot genoeg, om er reeds voor anderhalve eeuw de aandacht op te doen vestigen; Halley had de beweging van Arc-turus, Aldebaran en Sirius reeds in 1718 opgemerkt. Hoe langzaam die beweging ook schijne op den afstand, waarop wij van die ster verwijderd zijn, toch bedraagt de verplaatsing eenige duizend millioen kilometers in het jaar. Sirius heeft 1338 jaren noodig, om dienzelfden boog aan den hemel af te leggen, dit komt overeen met eene

verplaatsing van bijna 600 millioen kilometers in het jaar. Van alle sterren, met het bloote oog zichtbaar, en een groot aantal telesko-pische sterren, is de eigenbeweging thans aangetoond. Dit onderdeel der sterrenkunde heeft sedert eene halve eeuw, en vooral in de laatste jaren, groote vorderingen gemaakt.

Wij zullen zoo aanstonds al deze feiten, die door de nauwkeurige metingen van den lateren tijd aan het licht gekomen zijn, in bijzonderheden bespreken. De bepaling van de juiste plaats der sterren is het fundamenteele en classieke gedeelte van den werkkring der

meeste sterrenwachten. Daaruit heeft men leeren kennen, hoe zich de aarde beweegt, en welke veranderingen de verschillende bewegingen der aarde en der hemellichamen ondergaan. Die arbeid is nooit geÃ«indigd en moet steeds herzien worden; immers, wij zullen het aanstonds zien, geene ster behoudt hare plaats in de oneindige ruimte, en van eeuw tot eeuw is haar stand merkbaar veranderd. De kennis van de eigenbeweging der sterren, de gevolgtrekkingen, die men daaruit heeft afgeleid met betrekking tot de verplaatsing van het zonnestelsel in de ruimte, zijn wij verschuldigd aan de waarnemingen met den meridiaancirkel.

Wij merkten zoo aanstonds op, dat men door middel van den meridiaanÂ«gt;'/CW de rechte klimming of het oogenblik van doorgang der sterren door den meridiaan, en hare declinatie kan bepalen. Men heeft ook meridiaan^vyXw^, waarmede men alleen de rechte klimming der sterren bepaalt, terwijl men dan hare declinatie bepaalt door eenen afzonderlijken toestel, muurcirkel genaamd.

Op blz. 51 hebben wij reeds over het aequatoriaal gesproken en gezien, hoe die toestel ons in staat stelt, eene ster te houden in het veld van den kijker, onafhankelijk van de beweging der aarde om hare as. Men begrijpt, van hoeveel gewicht een zoodanige toestel is, om b. v. den afstand tusschen twee sterren, tot een zelfde systeem behoorende, te bepalen.

De meeste groote sterrenwachten hebben tot voornaamste taak : de fundamenteele plaatsbepaling der vaste sterren. Het zoeken naar nieuwe planeten of kometen, het onderzoek naar den physischen toestand van de zon, de maan of de planeten, de spectraalanalyse, het meten van dubbele sterren, het waarnemen der veranderlijke sterren, in Ã©Ã©n woord: de ontelbare onderzoekingen op het onuitputtelijke veld van de oneindige ruimte, zijn werkzaamheden, die speciale werkkrachten op die sterrenwachten vereischen, of nog liever geheel afzonderlijke inrichtingen.

Zoo arbeiden reeds sedert honderden en duizenden jaren de astronomen voort, die hun leven wijden aan het ontsluieren van de geheimen van het heelal. Aan hunne volharding danken wij onze kennis van de juiste plaats, die wij in de schepping innemen; zij zijn het, die ons door hunne strenge en wetenschappelijke methode van onderzoek in staat stellen, telkens de palen te verzetten, die het bekende van het onbekende scheiden.

Toch is het er verre van af, dat wij het einde van den on metelijken weg der sterrenkunde hebben afgelegd; integendeel, naarmate de afgelegde weg langer is, verplaatst zich ook het einddoel van ons onderzoek verder van ons af. Doch wat nood ? Reeds het zoeken naar de waarheid schenkt voldoening.

Grootte der sterreu. Hare verspreiding over den hemel. Aantal en afstand der sterren.

Men behoeft slechts eenen vluchtigen blik op den sterrenhemel te slaan, om reeds dadelijk te zien, dat niet alle sterren even helder zijn. Terwijl sommige eenen helderen glans verspreiden, zijn andere zÃ³Ã³ zwak, dat men ze nauwelijks onderscheiden kan; het grootste gedeelte der sterren, die met het bloote oog zichtbaar zijn, is tus-schen die beide grenzen gelegen, zoodat het aantal overgangen tusschen die beide uitersten ontelbaar is. Bovendien zijn er een aanzienlijk aantal sterren, die men slechts met behulp van kijkers of teleskopen zien kan, en die eveneens zeer verschillende helderheid bezitten, zoodat men er vindt, die door waarnemers, met een scherp gezicht begiftigd, nog met het bloote oog kunnen worden waargenomen, en andere, die zich in het veld van de machtigste kijkers nauwelijks als flauwe, bleeke punten vertoonen.

Om den glans eener ster gemakkelijk te kunnen uitdrukken, heeft men al die sterren naar hare grootte ingedeeld. Het woord grootte

is niet juist, daar het hier bedoelde begrip geene betrekking heeft op de afmetingen der sterren, waarvan wij nog niets weten; het dagteekent van den tijd, toen men meende, dat de helderste sterren ook de grootste waren; voor ons beteekent het niets anders dan de helderheid. De sterren der i^ste grootte zijn dus die, welke het helderst in den donkeren nacht schitteren, die van de 2^de grootte schitteren iets minder, enz. Die helderheid hangt af van de ware grootte der

ster, van haar eigen licht en van haren afstand tot de aarde, zoodat die helderheid slechts betrekkelijk is; toch kan men met grond beweren, dat de helderste sterren gezvoonlijk de meest nabijzijnde zijn, terwijl die, welke slechts een flauw, nauwelijks merkbaar licht verspreiden, het verst verwijderd zijn. Indien wij dus over de grootte der sterren spreken, dan staat het vast, dat wij alleen hare helcter-heid bedoelen.

Er zijn 19 sterren van de grootte. Het spreekt van zelf, dat de laatste ster van de 1^ste grootte even goed als de eerste ster der 2^de grootte zou kunnen beschouwd worden, en omgekeerd, dat de eerste ster van de 2^tle grootte nog tot de sterren der 1^stc grootte zou kunnen worden geteld; de overgangen zijn zÃ³Ã³ onmerkbaar, dat er in die klassenverdeeling steeds eene zekere willekeur heerschen moet. Maar daar men zich steeds tot de eene of andere ster beperken moet, als men ze in rubrieken verdeden wil, heeft men goedgevonden, om de volgende lijst van sterren der i^slc grootte vast te stellen.

Men ziet, dat iedere volgende klasse ongeveer drie maal zooveel sterren bevat als de vorige. Het geheele aantal sterren der zes eerste grootten bedraagt ruim 7000. Menschen, met een bijzonder scherp gezicht begiftigd, kunnen 8000 sterren met het bloote oog onderscheiden, met een middelmatig scherp gezicht ziet men er omstreeks 5700. Gewoonlijk meent men er veel meer te zien, en ze bij tien duizenden en millioenen te kunnen tellen; toch is het inderdaad waar, dat het totale aantal sterren, op de beide halfronden te zamen met het bloote oog zichtbaar, het getal 8000 niet over-

treft. Dit getal is zÃ³Ã³ gering, dat men ze zou kunnen teekenen op een hemelplein van de grootte dezer bladzijden. Het zuidelijke halfrond bevat er 3307, het noordelijke halfrond 2478; te zatnen 5785, waarbij natuurlijk de melkweg niet is medegerekend.

Maar daar, waar ons zwak gezicht niet verder kan peilen, doorboort de teleskoop, dat reuzenoog, dat van eeuw tot eeuw sterker wordt, de diepten der hemelen, en ontdekt hij onophoudelijk nieuwe sterren. Waarnemers met een buitengewoon scherp gezicht zien reeds een aantal sterren van de 7^tlu grootte. Een eenvoudige too-neelkijker doet ons 13000 van die grootte kennen. Een aardsche kijker onthult de 40 000 sterren der 8^st0 grootte. Zoo neemt het aantal sterren toe, naarmate wij de sfeer van ons gezicht verder uitbreiden. Een kleine astronomische kijker leert ons de sterren van de ci^,,c grootte kennen, waarvan het aantal 100000 overtreft. Een kijker of teleskoop van middelmatige vergrooting doet de sterren der io^(li;grootte zien, ten getale van 400 000. Reeds nu is het schouwspel verblindend.

Met de vergrooting neemt het aantal toe. Het aantal sterren van de ii^dc grootte kan men op 1 millioen, dat der 12^llc' grootte op 3 millioen schatten. Uit de peilingen der astronomen in sommige streken des hemels schijnt te volgen, dat het aantal sterren van de i3^(lugrootte 10 millioen, en dat van de i4^du grootte 30 millioen bedraagt. Tellen wij al die getallen bij elkander op, dan vinden wij voor het totale aantal sterren, tot en met de J4^du grootte, 45 mil Hoen.

Maar dit is zelfs nog niet het aantal van alle sterren. Reeds zijn de machtige teleskopen, in de laatste jaren vervaardigd, zÃ³Ã³ ver in de diepten der eindelooze ruimte binnengedrongen, dat zij de sterren der 1 grootte ontdekt hebben, zoodat de statistiek der sterren op 100 millioen sterren wijzen kan ! Ãe photografie des hemels doet ons nog ontzettend veel meer sterren kennen. De getallen worden zÃ³Ã³ groot, dat zij ons door hun gewicht verpletteren, zonder ons iets te leeren.

Honderd millioen sterren, door den teleskoop waar te nemen 1 dat is 1 7 000 voor iedere ster, die wij met het bloote oog zien; 1 7 000 maal meer dan wij op de beide hier geteekende halfronden kunnen tellen. Zoo aanstonds zullen wij een denkbeeld krijgen van de afstanden, die ze scheiden, en de onmetelijke uitgestrektheid van haar rijk.

Honderd millioen zonnen, overeenkomende met de onze, en omgeven door werelden, bij milliarden geteld! die getallen zijn zÃ³Ã³

verbazend groot, dat wij ze wel kunnen nazeggen, maar dat velen toch niet hunne beteekenis gevoelen en in zich opnemen. Groote getallen maken alleen dan eenen juisten indruk op onze hersenen, als zij goed begrepen en verwerkt zijn, nadat zij in eenen anderen vorm voor onzen geest zijn gebracht.

Indien men ons b, v. mededeelt, dat een stuiver, bij de geboorte van Christus tegen 5 % op interest gezet, thans (1899) een zÃ³Ã³ groot kapitaal vertegenwoordigt, dat alle wagens van alle spoorwegen der aarde dat geld niet zouden kunnen dragen; of indien men ons voorrekent, dat de Alpen en PyreneÃ«n te zamen, als zij van diamant waren, nog niet eene zoo groote waarde zouden vertegenwoordigen, of indien men ons die geldsom in guldens voorschrijft als een getal van 39 cijfers:

dan hebben wij niet de minste voorstelling van de beteekenis dier geldsom. Doch indien men dit getal nader toelicht door op te merken, dat, als onze geheele aarde van zuiver goud was, zij nog slechts 25 oou Ã³ ou ou u van de waarde dier geldsom zou vertegenwoordigen, zoodat vijf en twintig milliard kogels van goud, zoo groot als onze aarde, met de waarde dier som zouden overeenkomen ; of zoo men ons zegt, dat, indien er iedere minuut eene baar goud van den hemel viel, zoo groot als de aarde, dit verschijnsel zich jy 000 jaren zoude moeten herhalen, om tot de genoemde som te komen, dan krijgen die getallen leven en beteekenis voor ons.

Nog is de praktische sterrenkunde niet zÃ³Ã³ ver gevorderd, dat wij sextillioenen sterren aan den hemel waarnemen; reeds nu zien wij door onze grootste kijkers noch sterrenbeelden, noch verdeelingen meer en glinstert een fijn stof daar, waar het bloote oog slechts eenen zwarten achtergrond ziet, waarop twee of drie sterren uitkomen ; maar naarmate de schoone ontdekkingen op het gebied van het licht het gezichtsvermogen doen toenemen, zullen alle hemelstreken met dat fijne goudzand bedekt worden, en zal de dag komen, waarop onze verbaasde blikken zich zullen richten naar die onbekende ruimten, en niets meer vÃ³Ã³r zich zullen zien dan een fijn lichtweefsel, over den geheelen hemel verspreid.

Ieder dier punten is eene zon, middelpunt van kracht, van beweging en van leven.

Iedere nieuwe verbetering van den teleskoop doet ons millioenen van die nieuwe punten kennen.

Dit alles is nog slechts het zichtbare heelal. Daar, waar de macht van den teleskoop eindigt, daar waar onze verbeelding op hare vlucht de wieken neerslaat, vervolgt de onmetelijke natuur nog haren arbeid; de teleskoop brengt ons naar het oneindige, maar houdt ons daar tegen.

De ruimte is onbegrensd. Hoe ver ook de grenzen verwijderd zijn, die wij in onze gedachten aan de ruimte stellen, dadelijk verplaatst onze verbeelding ons daarheen, en vindt zij ook daarachter nog de oneindige ruimte. En hoewel wij de oneindigheid niet kunnen vatten, toch begrijpt ieder onzer, dat het gemakkelijk is, zich de ruimte onbeperkt te denken, en dat het niet anders kan, of de ruimte moet overal zijn.

Een eerste middel bestaat hierin, dat men de wet tracht te vinden, volgens welke de glans der sterren met haren afstand afneemt.

Het benaderen van den afstand door de photometric (meting der lichtsterkte) berust op de volgende niet te wederleggen beginselen : 1⁰ niet alle sterren zijn op gelijken afstand van ons verwijderd; 2Â° de meest verwijderde sterren moeten ons reeds daarom kleiner toeschijnen. Die beginselen zouden ons de betrekkelijke afstanden reeds dadelijk geven, indien wij konden verzekerd zijn, dat alle sterren een even sterk eigen licht hebben. Maar dit is noch bewezen, noch waarschijnlijk.

Het vraagstuk moet dus door de waarschijnlijkheidsrekening worden opgelost; Gegeven zijnde eene ster van bepaalde grootte, hoeveel moet dan haar afstand toenemen, opdat haar glans Ã©Ã©ne klasse minder worde?

Voor de helderste sterren wordt de helderheid meer dan verdubbeld, indien men van de Ã©Ã©ne klasse naar eene hoogere klasse overgaat ; voor de zwakste is de verhouding tusschen de lichtsterkten ongeveer 2. Indien wij dus Sirius, die eene uitzondering maakt, er buiten rekenen, mogen wij zeggen, dat de verhouding der lichtsterkte tusschen de sterren van de i^ste en 2^de grootte 3,75 is -, van de 2^dctot de 3^de, 2,25 ; van de 3'^;te tot de 4^dt;, 2,20. Als men aan de tele-skopische sterren komt, blijft die verhouding ongeveer dezelfde, hoewel dit niet volkomen juist is bij den overgang van de 6^de tot de 7^de grootte, dat is bij de grens der met het bloote oog zichtbare sterren. Men kan als algemeen gemiddelde nemen ; 2,42.

Hieruit kan men berekenen, op welken afstand men eene ster van de i^ste grootte (middelsoort) zou moeten plaatsen, opdat haar licht over-eenkome met dat eener ster van de 2'^,e en 3'^le grootte enz. Men vindt:

Men ziet dus, dat de sterren van de 6⁽'^e grootte, de laatste, die wij met het bloote oog kunnen zien, gemiddeld 9 maal verder verwijderd zijn dan die van de i^ste grootte; die van de I3^(,e grootte, 200 maal verder, enz. Naarmate men afdaalt in de rij, neemt de hoeveelheid uitgestraald licht af volgens eene meetkundige reeks, waarvan de reden is 2/5. Daaruit volgt, dat wij, om in glans eene ster van de i^ste grootte te evenaren, moeten hebben: 2¹/2 ster dei-tweede grootte en 1 280000 sterren der zestiende grootte.

Het aantal sterren der verschillende klassen verhoudt zich ongeveer in de omgekeerde reden van haren glans.

Men vormt zich gewoonlijk geen denkbeeld van het verschil tus-schen hetgeen men met het bloote oog en door eenen kijker ziet. Argelander heeft de sterren van ons noordelijk halfrond tot de io^dcgrootte waargenomen en gecatalogiseerd : er zijn er meer dan 324 000 in dat halfrond alleen. Nemen wij een willekeurig gedeelte daarvan met het bloote oog waar (fig. 287), dan telt men daarop vijftien sterren; indien wij daarna eenen kijker nemen van slechts 7 centimeters middellijn (dien van Argelander) en wij, hetgeen wij door den teleskoop zien, met de eerste waarneming vergelijken, dan verkrijgen wij het welsprekende antwoord in fig. 288.

De bovenstaande overwegingen geven ons eene eerste voorstelling van de betrekkelijke afmetingen van ons heelal. Wij moeten echter hierbij het volgende in het oog houden:

Volgens de regels der waarschijnlijkheid geldt de berekening omtrent den afstand der sterren wel in het algemeen voor alle sterren te zamen; maar wij mogen die berekening nooit op Ã©Ã©ne bepaalde ster toepassen. Eene bepaalde ster van de 7^l,e, 8^ste, 9^de grootte, kan dichter bij ons liggen dan eene andere schitterende ster van de i^stegrootte. Het zou mogelijk kunnen zijn, dat de natuur ons zonne-

stelsel had omgeven met kleine sterren, en juist de schitterendste sterren zeer ver van ons verwijderd waren. Maar dit is zeer onwaarschijnlijk. In ieder geval durven wij aan onze gevolgtrekkingen niet die groote waarde hechten, die William Herschel, Struve, Secchi en andere uitnemende astronomen daaraan gehecht hebben.

Het meten van den afstand der sterren. Sterren, waarvan de afstand bekend is. Onze zon vergeleken met hare meest nabij zijnde zusters.

Welk middel bestaat er voor den nietigen bewoner der kleine aarde, om den afstand te meten, welke hem van de onmetelijke zonnen scheidt, die aan den hemel schitteren? Gaat eene dergelijke poging de perken van zijne kennis niet te buiten ? Zal de tegenstelling van den onmetelijken hemel en de kleine, nietige aarde den stoutmoedigen dwerg niet verpletteren, die den hemel tracht te beklimmen? Neen, ook de hoop is onbeperkt, en de macht van het genie weet den mensch op te heffen tot de hoogste toppen, die hij in zijne idealen wenscht te aanschouwen. Waar zal de menschelijke geest stilhouden bij het veroveren der waarheid? Wanneer zal hij tevreden zijn met het tegenwoordige, en zal hij de vleugelen van zijn verlangen niet meer uitbreiden naar de altijd achteruitwijkende kimmen der toekomst? Nooit zal hij voldaan zijn, steeds zal hij naar verderen vooruitgang streven; dat is zijne bestemming, daarin ligt zijne grootheid en ook zijn waar geluk.

Om die verbazende afstanden te meten, kunnen wij niet meer de middellijn der aarde als basis van eenen driehoek nemen, zooals wij dat gedaan hebben bij het meten van den afstand der maan, en wij kunnen de moeilijkheid evenmin ontgaan, zooals wij dit bij de zon gedaan hebben, toen wij eene andere planeet te hulp riepen. Maar, gelukkig voor onze kennis der afmetingen van het heelal, levert de bouw van het wereldstelsel een middel op tot het meten dier verbazende afstanden, en dat middel, dat tevens weer een nieuw bewijs levert voor de beweging van de aarde om de zon, gebruikt men voor de oplossing van Ã©Ã©n der grootste problemen der sterrenkunde.

Men weet, dat de aarde bij hare beweging om de zon op eenen afstand van 148 millioen kilometers, jaarlijks eenen cirkel (eigenlijk eene ellips) beschrijft, waarvan de omtrek 964 millioen kilometers

bedraagt. De middellijn van die baan is dus 296 millioen kilometers. Daar de beweging der aarde in Ã©Ã©n jaar plaats grijpt, bevindt zich onze planeet op ieder oogenblik in het punt van hare baan, dat juist tegenover de plaats gelegen is, waar zij zes maanden geleden stond, of waar zij zes maanden later zal staan. Met andere woorden, de afstand van een willekeurig punt der aardbaan tot aan het punt, waar zij zes maanden vroeger of later staat, bedraagt 148 millioen kilometers. Die lengte zou kunnen dienen als basis van eenen driehoek, waarvan de top eene ster is.

Het middel, om den afstand eener ster te bepalen, bestaat dus hierin, dat men nauwkeurig dat lichte punt met zes maanden tus-schenruimte, of liever gedurende een geheel jaar waarneemt, en ziet, of de ster blijft staan, dan wel of zij eene kleine schijnbare verplaatsing ondergaat, die het gevolg is van de jaarlijksche beweging der aarde om de zon. Indien zij op dezelfde plaats blijft, dan komt dit hierdoor, dat zij op eenen oneindigen afstand van ons gelegen is, en dat 296 millioen kilometers bij dien afstand niet in aanmerking komen. Indien zij zich verplaatst, dan ziet men, dat zij in een jaar tijds eene ellips beschrijft, die als het ware de weerschijn is van de jaarlijksche beweging der aarde. Iedereen heeft wel eens opgemerkt, dat, als hij in eenen trein gezeten is, de boomen, en in het algemeen de nabijzijnde voorwerpen, zich in tegengestelden zin van onze beweging schijnen te verplaatsen, en wel des te sneller, naarmate zij dichterbij gelegen zijn, terwijl de zeer ver verwijderde voorwerpen schijnen stil te staan. Dit zelfde geschiedt aan den hemel door onze jaarlijksche beweging om de zon. Doch hoewel wij heel wat (1 200 maal) sneller voortgaan dan een sneltrein, en wij 2 600000 kilometers per dag afleggen, zijn alle sterren zÃ³Ã³ ver van ons afgelegen, dat zij van onze beweging nauwelijks iets bemerken. Onze 296 millioen kilometers beteekenen bijna niets, zelfs niet voor de meest nabijgelegen sterren.

Hoe jammer, dat wij niet op Jupiter, Saturnus, Uranus of Nep-tunus wonen! De bewoners dier planeten, die banen afleggen, vijf, negen, negentien en dertig maal grooter dan de onze, hebben den afstand van heel wat meer sterren kunnen bepalen dan wij.

Dat de afstand der sterren bepaald zou kunnen worden door hare schijnbare beweging tengevolge van de beweging der aarde, was reeds door de astronomen der vorige eeuw vermoed, en vooral door Bradley, die, toen hij den afstand der sterren wilde bepalen door waarnemingen, met zes maanden tusschenruimte gedaan.....een ander

verschijnsel ontdekte. In plaats van den afstand van die sterren te vinden, waarop hij zijne waarnemingen deed, ontdekte hij de aberratie van het licht: een verschijnsel, teweeggebracht door de beweging van de aarde om de zon in verband met de snelheid van het licht (blz. 82). Het ging hem even als William Herschel, die, toen hij de parallaxis der vaste sterren zocht door vergelijking van heldere sterren met nabijgelegen minder heldere, de dubbele sterren ontdekte; of als Fraunhofer, die, toen hij de grenzen der kleuren van het zonnespectrum zocht, de absorptieslrepen vond, die tot de spec-traalanalyse geleid hebben. De geschiedenis der wetenschappen leert ons, dat dikwijls ontdekkingen gedaan werden door onderzoekingen, die slechts in verwijderd verband daarmede stonden. Toen Christophorus Columbus in westelijke richting de oostelijke grenzen van AziÃ« wilde bereiken, ontdekte hij de Nieuwe Wereld. Hij zou Amerika niet ontdekt hebben, indien hij den waren afstand van Portugal tot Kamschatka gekend had.

Men kent den afstand van enkele sterren eerst sedert 1840. Hieruit ziet men, hoe jong die ontdekking nog is: nog nauwelijks is men begonnen, zich een benaderd denkbeeld te maken van de ware afstanden, die de sterren van elkander scheiden. De parallaxis van 61 Cygni, (de eerste, die bekend is geworden), is door Bessel bepaald, en vloeit voort uit de waarnemingen, te Koningsbergen gedaan van 1837 tot 1840. Het voorloopig verkregen resultaat is naar aanleiding van latere waarnemingen verbeterd.

Men zal zich gemakkelijk rekenschap geven van het verband, dat er bestaat tusschen den afstand eener ster en hare parallaxis, door nevensgaande figuur te beschouwen. De hoek,

waaronder men de middellijn der aardbaan ziet, is kleiner, naarmate de ster verder verwijderd is, en de schijnbare beweging der ster, die de werkelijke beweging der aarde weerspiegelt, vermindert in dezelfde verhouding. De eerste ster van deze figuur heeft eene jaarlijksche beweging van 20Â°, de tweede van 12⁰, de derde van 7⁰. De verhoudingen, die wij in de eerste hoofdstukken van dit werk hebben leeren kennen bij het bepalen van den afstand der maan (blz. 108), geven dadelijk den afstand. In onze figuur zijn de verhoudingen zeer overdreven, omdat eene parallaxis van 1⁰ overeenkomt met 57 maal de basis; de hoekbeweging der meest nabijzijnde ster bedraagt echter slechts 2quot;; op de schaal, voor deze figuur aangenomen, zou de meest nabijzijnde ster op ruim 100000 maal de basis van onzen driehoek, dus op twee kilometers moeten verwijderd zijn.

Ken lioek van 10quot; komt overeen niet eenen Een boek van 0,0quot; komt overeen met eenen

JJc parallaxis eener s/er wordt gewoonlijk uitgedrukt door den hoek, waaronder men op die ster de halve middellijn der aardbaan ziet. Eene ster, waarvan de parallaxis iquot; bedraagt, is dus op eenen afstand van 206265 'naai 148 millioen kilometers verwijderd: eene parallaxis van 0,9quot; komt overeen met eenen afstand van 229 183 maal 148 millioen kilometers ; 0,8quot; komt overeen met eenen afstand van 257 830 maal 148 millioen kilometers enz. (1) Wij hebben dus wel gelijk gehad, toen wij vroeger (Boek III) met nadruk op den afstand der zon wezen, omdat deze de maat is, waarin alle grootheden in het heelal moeten worden uitgedrukt.

In de geheele sterrenkunde is misschien niets zoo moeilijk te bepalen als de parallaxis eener ster. Men denke slechts, dat geene enkele ster eene parallaxis van eene secunde heeft, dat wil zeggen eene jaarlijksche beweging van 2quot;. Twee secunden is een millimeter, geplaatst op eenen afstand van 103 meters, of een hoofdhaar van de dikte van Vio millimeter op 1 o meters afstand gezien. Welnu! binnen die grenzen heeft de jaarlijksche beweging der ster plaats. Natuurlijk wordt die beweging door den kijker vergroot, anders zou zij volkomen

onmerkbaar zijn, maar hoe licht kan toch die beweging verborgen blijven door den invloed der straalbreking, der praecessie, der nutatie, der aberratie van het licht, of door de eigenbeweging van de ster in de ruimte ! Al die invloeden te zamen bedragfen verscheidene secunden en zijn niet eens alle volkomen zeker te bepalen, en dan moet men daar nog bijvoegen de fouten van de instrumenten. Men begrijpt dus, hoe uiterst moeilijk het is, de parallaxis eener ster te bepalen. Het is dan ook slechts voor enkele weinige sterren mogelijk geweest, haar bedrag te leeren kennen.

Kent men eenmaal de parallaxis eener ster, dan is het met behulp der vorige tabel eenvoudig genoeg, haren afstand te bepalen. Wij geven thans de verkregen resultaten.

Men ziet, dat geene enkele ster eene parallaxis heeft van iquot;. De groote meerderheid der sterren geeft nog steeds nul tot resultaat.

De getallen, die de afstanden der sterren in kilometers uitdrukken, zijn zÃ³Ã³ groot, dat zij volstrekt niet tot onze verbeelding spreken. Misschien is het gemakkelijker, de uitgestrektheid der ruimte, die ons van de sterren scheidt, te begrijpen, indien wij eenen lichtstraal volgen, die zich door de onmetelijke ruimte voortbeweegt met eene snelheid van 300 000 kilometers in de secunde, en in 8 minuten,

13 secunden de 148 millioen kilometers aflegt, die ons van de zon scheiden. Men kan gemakkelijk berekenen, dat voor eenen afstand, die overeenkomt met eene parallaxis van 1quot;, de reis van eenen lichtstraal 3 jaren en 74 dagen of 3,262 jaar duurt, en dus 12 jaren en 321 dagen voor eene parallaxis van V*'. Op deze wijze is de zesde kolom der vorige tabel vervaardigd (1).

Daar een groot aantal waarnemingen gedaan zijn op sterren, die om haren glans of de grootte van hare eigenbeweging het dichtst bij ons schenen te zijn, zoo kan men wel als zeker beweren, dat de ster, die thans als de meest nabijzijnde beschouwd wordt, ook werkelijk het dichtstbij gelegen is. Onze zon staat dus in de oneindige ruimte geheel alleen, en de dichtst daarbij staande zon ligt op 43 billioen kilometers van ons af. Niettegenstaande de onbegrijpelijke snelheid van 300 000 kilometers in de secunde, vliegt het licht 4¹/2 jaar voort, eer het van die zon tot ons gekomen is. Het geluid zou vier millioen jaren noodig hebben, om dien zelfden weg af te leggen, en een sneltrein, die eene snelheid had van 60 kilometers in het nnr, zou van lt;x Centauri eerst op de aarde aankomen na â jS millioen jaren.

Dit geldt voor de ster, die het dichtst bij ons gelegen is. De ster 61 Cygni is anderhalf maal zoo ver van ons verwijderd en ligt in een geheel ander gedeelte des hemels, in het sterrenbeeld de Zrvaan, dat in ons noordelijk halfrond zichtbaar is. Indien wij ons rekenschap willen geven van de ligging onzer zon ten opzichte der twee nabijzijnde zonnen, dan hebben wij slechts een vlak te brengen door het middelpunt van den hemelbol, a Centauri en 61 Cygni, en wij zullen de ligging dier sterren ten opzichte van onze zon vÃ³Ã³r ons hebben. De afstand, waarop zij aan den hemelbol van elkander verwijderd zijn, bedraagt 125⁰. Die twee sterren zijn juist in het vlak van den Melkweg gelegen; het blijkt bovendien, dat deze juist in het gedeelte, tusschen de beide sterren gelegen, uit twee takken bestaat, Ã¼eide zijn dubbele sterren.

De 24 bovengenoemde sterren zijn de eenige, die eene merkbare parallaxis hebben, zelfs is het resultaat voor enkele, waarvan de parallaxis slechts door eenen enkelen waarnemer bepaald is, nog zeer twijfelachtig. Men heeft de parallaxis trachten te bepalen van alle sterren van de eerste grootte; doch zelfs de schoone ster Â« Cygni, die in de onmiddellijke nabijheid van Ã³i Cygni staat, heeft geen

spoor van verplaatsing geopenbaard; zij is dus minstens tien maal verder verwijderd dan hare bescheiden buurvrouw.

Copernicus vermoedde reeds, dat de sfeer der vaste sterren op eenen onmetelijken afstand voorbij Saturnus gelegen was, Â»daar de jaarlijksche beweging der aarde om de zon geen spoor van parallaxis vertoont.quot; Tycho-Brahe, die dergelijke afstanden niet kon of durfde aannemen, trok daarentegen uit het ontbreken dier parallaxis de gevolgtrekking, dat de aarde stilstond. Hoezeer hebben de ontdekking van den teleskoop en de mikrometerwaarnemingen in de laatste drie eeuwen de kennis van het heelal doen toenemen!

Indien de meest nabijgelegen sterren op tientallen en honderdtallen van billioenen kilometers van ons verwijderd zijn, de meeste sterren, die aan den hemel door den teleskoop zichtbaar zijn, zijn op trillioenen kilometers van ons verwijderd! En toch bereikt ons nog het licht dier sterren! En de mensch in zijnen waan durfde zich vermeten te beweren, dat die verwijderde, onmetelijke zonnen om ons aardatoom heenwentelen, en dat die sterren, die alleen door den teleskoop zichtbaar zijn, tot lust voor onze oogen geschapen zijn! En omdat de wijsgeer-astronoom Jordano Bruno vermoedde, dat die verwijderde zonnen middelpunten van andere stelsels waren, is hij ten aanzien van het verschrikte volk te Rome levend verbrand! En omdat GalileÃ¯ bleef volhouden, dat onze planeet aan de zon onderworpen is, en dat de zon zelf slechts eene ster is, moest hij op straffe des doods eene waarheid afzweren, die hij toch niet onwaar kon maken !

Wij zien uit het voorgaande, dat er onder de vaste sterren niet minder verscheidenheid is dan in het zonnestelsel. Evenals wij in ons eigen zonnestelsel lichamen hebben, waarvan de grootte afwisselt tus-schen 10 kilometers (de wachters van Mars) en 142000 kilometers (Jupiter), zoo vinden wij ook onder de vaste sterren de grootste verscheidenheid in volume en helderheid. 61 Cygni, 21 185 van Lalande, gt;7 Cassiopeae, 17415 Arg-Oeltzen, 21 258 van Lalande, zijn veel kleiner of minder helder dan Sirius, Wega, Arcturus, Capella, Canopus, Rigel en andere schitterende diamanten des hemels. Dit feit bewijst ons, dat men niet al te letterlijk moet opvatten, wat Herschel en Struve hebben trachten af te leiden omtrent de grootte der sterren, toen zij uitgingen van de onderstelling, dat alle sterren denzelfden innerlijken glans vertoonden; veeleer mogen wij aannemen, dat in het heelal sterren voorkomen van alle mogelijke grootte, helderheid, massa en warmte.

William Struve, die de theorieÃ«n van W. Herschel omtrent den afstand dei-vaste sterren aannam en ontwikkelde, en met hem van oordeel was, dat de minst heldere sterren even groot zijn als de helderste, en dat hare schijnbare geringe grootte voornamelijk het gevolg is van haren grooten afstand, schatte, dat de sterren van de 6^lle grootte 9 maal verder verwijderd waren dan de gemiddelde afstand van de sterren der r*quot;¹ grootte bedroeg; dat de sterren van de 9^,leâio'^lcgrootte 38 maal verder verwijderd waren en de kleinste door Herschel waargenomen sterren 228 maal verder.

Wij hebben reeds vroeger opgemerkt, dat deze theorie lang niet onbetwist is, en wij kunnen daartegen het volgende aanvoeren ;

I. De sterren, waarvan de parallaxis met volkomen zekerheid bepaald is, en die het dichtst bij ons gelegen zijn, zijn niet alle van de i^s,e grootte. Behalve a Centauri zijn het dichtst bij ons gelegen de sterren 21 185 Lalande van de y'/j¹'⁰ grootte en 61 Cygni van de grootte, die dus dichter bij ons liggen dan Sirius. Zoo zijn 21 258 van Lalande van de 8^I/₂^S1U grootte, Â«r Dragonis van de 4'/a''⁰grootte, Â£ Indiaan van de 5^iIl' grootte, 17 415 Arg-Oeltzen van de 9'^lu grootte, dichter bij ons gelegen dan Wega. Van de 24 sterren, waarvan de parallaxis bepaald is, zijn er slechts 8 van de eerste grootte. Daarentegen hebben andere heldere sterren van de 1^s10, 2^lt;llt;: en 3^l,lt;: grootte geene merkbare parallaxis.

II. Van de grootte af, neemt het aantal sterren sterker toe dan bij de vorige grootten. Dit kan men verklaren, door aan te nemen, dat er een groot aantal kleine sterren gelegen zijn in die gedeelten der ruimte, waar men gewoonlijk meent, dat alleen heldere sterren gelegen zijn.

III. Op de kaart, waarop de eigenbeweging der vaste sterren geteekend is (zie later), valt het in het oog, dat er een aantal kleine sterren zijn, die veel dichter bij ons liggen dan de grootere. Zoo onder andere fj, Cassiopeae van de 5^l/2'^lcgrootte, die vÃ³Ã³r ,9- van de 4^l/.₂^lk' grootte komt; terwijl de laatste op hare plaats aan den hemel blijft staan, verplaatst zich de eerste met eene verbazende snelheid naar het oosten. Zoo ook gt;{/ van de Groote Beer, welke ster van de 3^lt;lc grootte bijna niet van plaats verandert, terwijl 21 258 van Lalande, eene ster van de 8¹ /.j'¹quot; grootte, zich met snelheid naar het westen beweegt. Enz.

iV. Indien wij ieder deel van den hemel beschouwen van i^Ã¼ lengteen 1Â° breedte, dan blijkt het, dat de sterren lang niet regelmatig over den hemel verdeeld zijn, maar dat zij in het Ã©Ã©ne gedeelte veel talrijker zijn, in het andere veel meer verspreid zijn. Er zijn gedeelten, die geheel van sterren beroofd zijn, en andere, waar sterren van alle mogelijke grootten bij elkander liggen.

V. Indien tie vermindering in helderheid alleen afhing van den afstand der sterren, dan zouden in het algemeen de hoekafstanden der dubbele sterren moeten verminderen met de grootte. Dit is echter niet het geval. Onder de sterren van de Ã³¹'¹¹ tot de 9'^l'^: grootte vindt men stelsels van dubbele sterren, die evenveel van elkander verwijderd zijn als de helderste dubbele sterren. De eerste systemen zijn dus zeker niet het verst van ons verwijderd.

VI. Daar de eigenbeweging der sterren eensdeels het gevolg is van de beweging der aarde, anderdeels van de werkelijke verplaatsing der sterren, moeten die, welke zich het snelst bewegen, ook het dichtst bij ons gelegen zijn. Het kan zijn, dat de grootte dier bewegingen eenen veel beteren grondslag oplevert voor de bepaling van den afstand dan de helderheid. Wij zien nu, dat de sterren, waarvan de eigenbeweging het grootst is, over het algemeen niet tot de helderste behooren. Integendeel, heldere sterren, zooals Canopus, Rigel, Betelgeuze, Achernar, Antares, Spica, Â« Cygni, hebben eene nauwelijks merkbare beweging.

Het komt ons dus voor, dat, al is het onbetwistbaar, dat de helderheid der sterren afneemt in de reden van de vierkanten der afstanden, men toch niet kan volhouden, dat het verschil in helderheid de eenige maatstaf is voor den afstand. De photometrische waarnemingen, de openbaringen der spectraalanalyse, zoowel als de

bepaling der massa's, maken het zeker, dat bij de verschillende sterren alle mogelijke verschillen in werkelijke helderheid, afmetingen en massa's bestaan. Er is misschien niet minder verscheidenheid bij de verschillende sterren, dan bij de verschillende planeten van ons zonnestelsel.

Indien men Jupiter niet ver van Sirius aan den zuidelijken hemel ziet prijken, en die twee schitterende hemellichten met elkander vergelijkt, (zooals dat in 1894 mogelijk was), dan vermoedt men niet, dat Jupiter meer dan duizend maal grooter is dan de aarde, dat de zon meer dan duizend maal grooter is dan Jupiter, en dat Sirius eenige duizenden malen grooter is dan de zon. Die prachtige ster, die door de grootste kijkers gezien, die ooit door menschenhanden vervaardigd zijn, zich nog altijd voordoet als een lichtend punt, is inderdaad een bol met een zoo groot licht- en warmtegevend vermogen, dat, indien hij de plaats van onze zon innam, alle bewoners der aarde plotseling zouden vernietigd worden onder de brandende werking van dien gloeienden oven. Om den glans van onze zon tot dien van Sirius terug te brengen, zou men haar tot op meer dan 2 1 000 billiocn kilometers van ons moeten verwijderen.

Het is onmogelijk, de middellijn eener ster te meten, daar zelfs de helderste, ook Sirius, door haren grooten afstand zich als een lichtend punt voordoet. Indien wij ons dus rekenschap willen geven van de werkelijke afmetingen eener zon, zooals Sirius, dan moet men het vraagstuk van eene andere zijde aanvatten, en wel door de meting der lichtsterkte. Indien wij aannemen, dat iedere bunder van die ster evenveel eigen licht uitstraalt als onze zon, dan leert de berekening, dat Sirius eene zeventien maal grootere middellijti moet hebben dan onze zou, en dat dus haar volume dat der zou jSÃ³o maal moet overschrijden.

Zoo volgen elkander van billioenen tot billioenen kilometers de zonnen op, schitterende vuurbollen, middelpunten van zonnestelsels van verschillende grootte en van verschillend vermogen, waarvan de zetel gevestigd is in alle mogelijke streken der oneindige ruimte. Wat is het wezen, de plaats en de rol dier zonnen in den bouw van het heelal? Op deze vragen zullen ons de laatste ontdekkingen op het gebied van de vaste sterren het antwoord geven.

Het licht en het flikkeren der sterren. De spectraalanalyse. Physische toestand en scheikundige samenstelling. Toepassing der photografie. Het meten van de warmte

Het zachte en heerlijke licht, dat de sterren tot ons zenden en dat de eerste voorwaarde is voor het leven op onze planeet, is het eenige middel van gemeenschap, dat ons in staat stelt, het heelal te leeren kennen, en dat ons in verbinding brengt met de overige lichamen van de ruimte. Alleen door het gezicht kennen wij het bestaan van het heelal; zelfs leeren wij daardoor de onzichtbare sterren kennen, waarvan het bestaan ons alleen door berekening is geopenbaard, want de berekeningen zelf zijn gegrond op waarnemingen. Men zou zich kunnen afvragen, wat wel onze toestand zoude zijn, als wij die fijne en gevoelige zenuw, die den indruk van het licht naar onze hersens voortplant, moesten missen. Geen der overige zintuigen, noch het gehoor, noch de reuk, noch de smaak, noch het gevoel, spelen eene zoo belangrijke rol, waar het geldt de uitbreiding onzer menschelijke kennis; de sterrenkunde zou zeker in het geheel niet bestaan, al waren onze overige zintuigen ook nog zoo ontwikkeld.

Kunnen die lichtstralen, die ons in verbinding stellen met de vaste sterren, ons niet nog veel meer leeren omtrent het wezen der lichamen, waaruit zij tot ons komen? Zij komen van eenen zoo ver-bazenden afstand, en zij hebben eene zoo lange reis achter zich: kunnen zij ons dan niets mededeelen omtrent die verwijderde en ontoegankelijke oorden? Die vraag bleef tot voor enkele tientallen van jaren onopgelost, maar thans zijn wij langzamerhand in staat gesteld, den sluier op te heffen, die de diepten van het heelal voor ons verborgen hield.

Wie wordt niet getroffen door het Ilikkeren der sterren? Terwijl zelfs de helderste planeten een kalm en rustig licht uitzenden, is het licht zelfs van de zwakste sterren flikkerend en veranderlijk. Dat licht, dat nu eens helder, dan weder zwak is, dat nu eens wit, dan

weer groen of rood gekleurd is, als de schitterende stralen van eenen helderen diamant, schijnt de ruimten tusschen de sterren leven te geven en geeft ons den indruk van aan den hemel geopende oogen. Het is, als ware het uitspansel eene kalme en doorschijnende zee, waarop vuren ontstoken worden, om de eenzaamheid minder ledig te doen schijnen; het is, alsof men beter het leven begrijpt, dat op elk dier schitterende brandpunten gewekt is.

Het flikkeren der sterren is reeds vroeger tot een punt van onderzoek gemaakt door Arago te Parijs, Respighi te Rome, Dufour te Lausanne, maar het is eerst tot klaarheid gebracht door de schoone en van volharding getuigende onderzoekingen van Montigny, die sedert het jaar 1870 duizenden waarnemingen gedaan heeft met betrekking tot het flikkeren der verschillende sterren des hemels. De verkregen resultaten komen hierop neder :

Het flikkeren is een verschijnsel, dat gedeeltelijk veroorzaakt wordt door de ster zelf, gedeeltelijk ook door onzen dampkring.

De sterren, die het meest flikkeren, zijn wit, zooals Sirius, VYega, Procyon, Altair, Regulus, Castor, /?, y, e, rt van de Groote Beer, Â« Andromedae, Â« Ophiuchi. Wij zullen zoo aanstonds zien, dat die sterren, door den spectroskoop gezien, een spectrum hebben, bestaande uit de gewone zeven kleuren, en doorsneden door 4 zwarte waterstofstrepen; het aantal strepen is weinig talrijk. De graad van flikkering, of het aantal kleursveranderingen is gemiddeld 86 in de secunde; alle waarnemingen zijn gedaan bij eene hoogte van 30quot; boven den horizon.

De sterren, die het minst flikkeren, zijn de oranjekleurige of roode sterren, zooals Antares, x Herculis, Aldebaran, Arcturus, Betelgeuze, â¢* 1 lydri, e Pegasi, Mira Ceti, P Andromedae. De sterren van dit type hebben een spectrum, doorsneden door breede, nevelachtige, donkere strooken; de meeste zijn veranderlijk. Het gemiddelde aantal kleursveranderingen bedraagt 56 in de secunde.

I usschen die twee uiterste groepen liggen de sterren met gemiddelde flikkering (69 in de secunde), waarvan het licht geel is, zooals Capella, Rigel, Pollux, Â« Cygni, y Orionis, y Andromedae, Â« Arietis, /? 1 auri, /? Leonis, Â« Ursae majoris. Het spectrum dier sterren gelijkt op dat der zon, en is doorsneden door zeer fijne, dicht op elkander gelegen donkere strepen.

Er bestaat dus ongetwijfeld verband tusschen het flikkeren eener ster en hare physische geaardheid: de sterren, waarvan het spectrum een

dubbel stelsel vormt van donkere strooken en zwarte strepen, en waar dus tusschen de verschillende stralen de meeste leegten zijn, flikkeren minder dan de sterren, waarvan het spectrum met dunne strepen doorsneden is, en veel minder dan die, waarvan het spectrum alleen vier zwarte strepen bevat, en waar dus tusschen de verschillende lichtstralen een gering aantal leegten bestaan.

Onze dampkring oefent op het flikkeren eenen grooten invloed uit: naarmate eene ster lager staat, flikkert zij meer ; de flikkering is evenredig met het product van de dikte der dampkringslaag, dooide lichtstralen doorloopen, en de straalbreking. Het flikkeren neemt toe, naarmate de temperatuur daalt; het is een reeds lang bekend feit, dat het flikkeren in den winter sterker is dan in den zomer.

Een ander feit, dat aan geen twijfel onderhevig is, is dit, dat eene sterke flikkering regen voorspelt. De hoeveelheid waterdamp, in den dampkring aanwezig, beheerscht dus het flikkeren der sterren.

Wij zien dus, dat het licht, dat van de sterren tot ons komt, in onzen dampkring veranderingen ondergaat, die afhangen van de oorspronkelijke sterkte, van de kleur, in Ã©Ã©n woord van den aard van dat licht. Hoe hooger men zich in den dampkring verheft, des te meer vermindert het flikkeren. Zij, die wel eens eenen tocht in eenen luchtballon hebben medegemaakt, kunnen getuigen, hoe rustig en indrukwekkend kalm de sterrenhemel daar is, geheel in overeenstemming met de stilte en de eenzaamheid, die den luchtreiziger omringt.

Wij komen thans tot hetgeen het licht der sterren ons omtrent haar wezen heeft geopenbaard.

Tot voor eenige tientallen van jaren had zich de sterrenkunde alleen bezig gehouden met de grootte, de beweging en den afstand der sterren, en waren de natuurkundige eigenschappen op den achtergrond geplaatst. Men zou het tot voor korten tijd voor eene aanmatiging gehouden hebben, indien men meende, iets te kunnen weten van haar wezen of hare scheikundige samenstelling; thans echter kan de sterrenkundige de sterren met hetzelfde gemak ontleden, als de scheikundige in zijn laboratorium aardsche stoffen ontleedt.

Wij hebben reeds vroeger (blz. 315â318) trachten duidelijk te maken, wat men door spectraalanalyse verstaat. Wij verwijzen onze lezers dus daarheen. De eerste, die eene wetenschappelijke studie maakte van het spectrum der sterren, was de Duitsche instrumentmaker en geleerde, Fraunhofer. Nadat hij met eene ongekende juistheid en nauwkeurigheid het zonnespectrum met zijne talrijke

strepen beschreven had, begon hij ook de overige hemellichamen, en vooral ook de vaste sterren, te bestudeeren. Hij vond, dat de maan, Venus en Jupiter een spectrum hadden, dat volkomen met dat der zon overeenkwam, hetgeen trouwens ook te verwachten was; maar dat de vaste sterren zeer verschillende spectra vertoonden. Hij bestudeerde met dit doel Sirius, Castor, Pollux en Capella, maar de zwakte van het licht maakte de waarneming met de door hem gebruikte prisma's moeilijk.

De studie van dit onderwerp bleef op dezelfde hoogte staan, totdat de astronoom Donati, uit Florence, in icSÃ³o het spectrum der sterren tot een punt van nader onderzoek maakte. Met behulp van eene lens van 41 centimeters bepaalde hij met groote nauwkeurigheid de ligging der voornaamste strepen van dertien sterren ; Sirius, Wega, Procyon, Regulus, Fomalhaut, Castor, AltaÃ¯r, Capella, Arcturus, Pollux, Aldebaran, Betelgeuze en Antares.

Twee Engelsche geleerden, Huggins en Miller, begonnen daarop de spectraalanalyse, door Kirchhoff ontdekt, en zoo prachtig op de scheikundige samenstelling der zon toegepast, ook op de vaste sterren aan te wenden. Aan hen, zoowel als aan Secchi te Rome, Janssen, Wolff en Rayet in Frankrijk, Vogel in Duitschland, d'Arrest in Denemarken, Rutherfurd, Langley in Amerika en DunÃªr in Zweden, heeft men de schoonste ontdekkingen op dit gebied te danken. Wij zullen de voornaamste resultaten van die vernuftige methode tot onderzoek der scheikundige samenstelling der sterren, de scheikunde des hemels, in het kort mededeelen. Wij beginnen met de resultaten, door de Engelsche waarnemers verkregen.

Aldebaran. â Het licht dier ster is bleek-rood. Door den spectroskoop gezien, ziet men dadelijk een groot aantal dikke strepen, vooral in het oranje, het groen en het blauw. De ligging van een zestal dier strepen is uitgemeten, en men heeft gevonden, dat die strepen samenvielen met die van natrium, magnesium, waterstof, calcium, ijzer, bismuth, tellurium, antimonium, kwik. Men heeft nog zeven andere elementen met die ster vergeleken en wel: stikstof, cobalt, tin, lood, cadmium, lithium, baryum, en gezien, dat de strepen van hun spectrum niet met die van het spectrum der ster samenvielen.

a Ononis. â Het licht dier ster is oranje. Haar spectrum is zeer samengesteld en merkwaardig. Men heeft de ligging van tachtig strepen uitgemeten, en die van natrium, magnesium, calcium, ijzer en bismuth gevonden.

/? Pegasi. â De kleur dier ster is prachtig geel, haar spectrum heeft veel overeenkomst met dat van a Orionis, doch is veel zwakker. Negen elementen zijn vergeleken. Twee daarvan, natrium en magnesium en misschien een derde, baryum, leveren spectra, waarin men strepen heeft, samenvallende met bepaalde strepen in het spectrum der ster.

Opmerkelijk is de afwezigheid van waterstof in de spectra Â« Orionis en (3 Pegasi.

Sirius. â Het spectrum van die prachtige witte ster is zeer helder; maar daar deze ster bij ons zoo laag boven den horizon staat, zoo wordt de waarneming

zeer bemoeilijkt door de onrust in onzen dampkring. Drie of vier elementen geven spectra, waarin streijen samenvallen met die van Sirius: natrium, magnesium, waterstof, en waarschijnlijk ook ijzer. De strepen van de waterstof zijn ongemeen sterk, vergeleken met die in het zonnespectrum.

Wega (Â« Lyrae). â Deze witte ster heeft een spectrum, dat veel overeenkomst heeft met dat van Sirius. Waterstof, natrium en magnesium zijn daarin zichtbaar.

De toenemende belangstelling, in de studie van de spectra der vaste sterren door dergelijke resultaten opgewekt, deden Secchi besluiten, de. grondslagen te leggen voor eene volledige studie der sterren, door eene methodische indeeling te maken, die als leiddraad voor verdere onderzoekingen zoude kunnen dienen. Door gebruik te maken van den helderen hemel te Rome en zich een prachtig instrument uitsluitend voor dat onderzoek aan te schaffen, was hij in staat, de spectra van meer dan drie honderd vaste sterren met elkander te vergelijken. Zijne onderzoekingen leidden hem er toe, de sterren in drie hoofdtypen te verdeden.

Het eerste type is dat der sterren, die gewoonlijk wit genoemd worden en meestal eene blauwachtige tint vertoonen, zooals Sirius, Wega, a van de Arend, en vele andere, waartoe de helft der sterren behooren. Zij hebben gewoonlijk twee dikke strepen, Ã©Ã«ne in het blauw, op de grens van het groen, samenvallende met de streep F van het zonnespectrum; de andere in het violet, die zeer dicht bij de streep H van het zonnespectrum gelegen is, maar iets dichter bij het rood. Eene derde streep ligt aan de uiterste grenzen van het violet, maar zij is alleen zichtbaar bij de helderste sterren.

Het tweede type is dat der sterren met fijne strepen, zooals onze zon; het zijn gele sterren, zooals Arcturus, Capella, Pollux en de meeste schoone sterren der 2^lt;le grootte. Men ziet die strepen zeer duidelijk, niettegenstaande zij zeer dun en zwak zijn.

Het derde type, dat juist het tegenovergestelde is van het eerste, is het type met heldere en breede strooken, ten getale van zes of zeven, gescheiden door zwarte strepen en half donkere of nevelachtige tusschenruimten. De voornaamste vertegenwoordigers van dat type zijn Â« Scorpionis, a Herculis, /? Pegasi, /? PerseÃ¯ enz. Die sterren zijn gewoonlijk geel of rood. EÃ©ne der merkwaardigste van deze groep is Â« Herculis; haar spectrum doet zich voor als eene rij zuilen, die van ter zijde verlicht worden.

Dit type komt niet zoo veel voor als de beide andere; in vele gfevallen nadert het tot de tweede soort en gaat het daarin over. Aldebaran ligt juist op de grens der beide typen.

Het eerste feit, dat bij de spectraalanalyse der sterren onze aandacht trekt, is de groote eenvormigheid der spectra en het geringe

aantal typen. Als men ziet, dat de verschillende stoffen op aarde zoo verschillende spectra geven naar haren aggregaatstoestand en hare temperatuur, dan verwacht men natuurlijk bij de sterren eene

nog grootere verscheidenheid. Juist het tegendeel is echter het geval. Kr zijn slechts drie hoofdtypen (i).

Fig. 291 stelt de typen voor, waartoe men bijna alle spectra der sterren kan terugbrengen: 1⁰ de witte sterren (Sirius, Wega enz.); 2⁰ de gele sterren (de zon, Arcturus enz.); 3⁰ de oranjesterren (Â« Orionis, Â« Herculis enz.), die in twee groepen kunnen verdeeld worden; 4⁰ de roode sterren (Mira Ceti, ^ CepheÃ¯ enz.).

De gewichtigste strepen van het eerste type schijnen die van waterstof te zijn bij eene hooge temperatuur. Dat gas brandt daar, zooals het in onze toestellen brandt, en het is hetzelfde gas. Men vindt er ook natrium en magnesium in brandenden toestand.

In het tweede type vindt men veel meer afwisseling en toch is de chemische samenstelling bijna dezelfde als die der zon: ijzer, titanium, calcium, mangaan, natrium, magnesium, kalium, waterstof.

Het derde type komt het minst voor, maar is toch niet het minst belangrijke. Het onderscheidt zich van de beide overige door de groote leege ruimten, die de spectra in strooken verdeden. Die spectra schijnen te wijzen op de aanwezigheid van gassen bij eene lage temperatuur. Zij doen zich voor als spectra van het eerste en het tweede type, waarvan het licht gegaan is door eenen dampkring, zooals die der planeten. J-)e waters/of komt er in het geheel niet in voor. Het is hoogst waarschijnlijk, dat de gele en roode zonnen, die dat spectrum vertoonen, de oudste en minst gloeiende zijn, en hare laatste stralen in de onmetelijke ruimte uitzenden.

De planeten, die zich om die zonnen bewegen, welke van waterstof beroofd zijn, gelijken waarschijnlijk op hare meesteres en bezitten evenmin dat element, dat in ons zonnestelsel zulk eene groote rol speelt. Wat voor leven is op zoodanige elementen mogelijk? Huggins zegt: Â»Werelden zonder water! men zou de machtige verbeelding van Dante moeten hebben, om zoodanige planeten met levende wezens te kunnen bevolken. Behalve de weinige vaste sterren, die geen waterstof bezitten, is het opmerkelijk, dat de elementen,

(1) Ken ander niet minder belangrijk feit is dit, dat ieder type overheersehend is in bepaalde streken des hemels Zoo vindt men liet type van Wega in de sterrenbeelden de Lier, de Groote lieer, de Stier, en voornamelijk in de Plejaden en de Hyaden. liet type van de zon komt het meest voor in de Walviscli, Cepheus en de Draak. Het sterrenbeeld Orion vertoont eene eigenaardige wijziging van het i^ste type, die het zeer veel van de overige doet verschillen; men ziet er de strepen van dat type in, maar bijzonder smal, en daarbij vindt men nog over het geheele spectrum een aantal zeer fijne strepen verspreid ; bovendien is het groen overheersehend, terwijl het rood geheel ontbreekt. Zou dit ook het gevolg zijn van de oorspronkelijke verspreiding der stof in de ruimte ?

die het meest voorkomen in het heir der vaste sterren, juist die zijn, welke voor het leven, zooals wij dat op aarde kennen, onmisbaar zijn : de waterstof, het natrium, het magnesium en het ijzer. De waterstof, het natrium en het magnesium stellen den Oceaan voor, die een noodwendig bestanddeel is van eene wereld, met de aarde overeenkomende.quot;

De spectraalanalyse, op de dubbele sterren toegepast, heeft bewezen, dat de prachtige kleuren, aan die systemen eigen, niet het gevolg zijn van contrasten, maar dat zij inderdaad bestaan. De twee zonnen, waaruit de dubbele ster 0 Cygni bestaat, en waarvan de Ã©Ã©ne geel en de andere blauw is, leveren twee geheel verschillende spectra op. De waarneming der twee sterren, die a Herculis vormen, waarvan de Ã©Ã©ne oranje, de andere blauwachtig groen is, heeft geleerd, dat deze eveneens geheel verschillende spectra vertoonen. In ieder dier beide gevallen komt de eigenaardige kleur van iedere

ster overeen met de wijze, waarop het licht over de verschillende deelen van haar spectrum verdeeld is.

Wij zullen weldra zien, dat er een zeker aantal sterren bestaan, waarvan de glans periodiek verandert, en dat wel voor alle niet even regelmatig. Verschillende onderstellingen waren gemaakt, om die veranderlijkheid te verklaren ; geene van alle rustte echter op eenen vasten grondslag. Zoodra de spectraalanalyse op de sterren kon worden toegepast, heeft men natuurlijk in die richting naar de oorzaak van dat vreemde verschijnsel gezocht.

De meest bekende veranderlijke ster, Algol of /? Persei', heeft op het tijdstip van haren geringsten glans altijd het type van Wega (eerste type) vertoond; waaruit men de gevolgtrekking zou kunnen afleiden, dat wij hier niet te doen hebben met een scheikundig verschijnsel, en dat dus de ster zelf niet verandert, maar dat de vermindering in licht het gevolg is van eene planeet, tot haar stelsel

behoorende, die vÃ³Ã³r haar heen gaat. Het denkbeeld, (dat reeds vroeger geopperd is) dat de periodieke vermindering in licht van Algol het gevolg is van eene eclips, veroorzaakt door een donker lichaam, dat zich om de ster beweegt, komt zeer goed overeen met de regelmatigheid van het verschijnsel en met den korten duur van de vermindering in licht. Wij komen daarop later terug.

Eene andere veranderlijke ster, waarmede wij reeds vroeger kennis gemaakt hebben, Mira Ceii of Â« uit de JVa/visch, heeft een prachtig spectrum van het 3^(,e type, dat in schoonheid vergeleken kan worden met 0 Pegasi en Â« Orionis. Het is een der merkwaardigste spectra, die de waarneming des hemels ons oplevert, en het bewijst, dat de veranderlijkheid dier ster, evenals die van bijna alle veranderlijke sterren, niet, zooals bij Algol, het gevolg is van eclipsen, veroorzaakt door donkere lichamen, maar van uitbarstingen of bewegingen in de photosfeer, overeenkomende met die, welke wij bij de zon waarnemen.

De tijdelijke sterren, die meer of minder plotseling aan den hemel verschijnen, en vervolgens langzamerhand in glans verminderen, om daarna geheel te verdwijnen, wekken onze belangstelling in de hoogste mate: Ã©Ã©ne dier geheimzinnige verschijningen heeft plaats gehad in 1866 in t/e Noordelijke Kroon, en men heeft zich gehaast, den spectroskoop op die ster te richten. Het licht van die nieuwe ster, door Huggins en Miller onderzocht, gaf een zeer bijzonder spectrum, dat bewees, dat het licht van twee verschillende lichtbronnen afkomstig was. Men had daar twee spectra, overeenkomende met die der zon, (een groot aantal donkere strepen) vÃ³Ã³r elkander, het Ã©Ã©ne zonder twijfel ontstaan door het licht van eene gloeiende, vaste, of vloeibare stof, dat geabsorbeerd was door de dampen van een omhulsel, minder warm dan zij zelf; het andere spectrum bestond uit een klein aantal heldere strepen, die wezen op waterstof, magnesium en waarschijnlijk helium. De aard van het spectrum dier ster, in verband met het plotseling ontstaan van haar licht en de snelle vermindering van hare helderheid, doet vermoeden, dat door de Ã©Ã©ne of andere inwendige beroering groote hoeveelheden gas daarin vrijgekomen zijn, dat de waterstof, die er deel van uitmaakte, ontbrand is, terwijl zij zich met een ander element verbond, en het licht veroorzaakt heeft, door de heldere strepen voorgesteld; dat eindelijk de vlammen de vaste stoffen der photosfeer tot gloeihitte hebben verwarmd.

Toen de waterstof uitgeput was, is de ster spoedig uitgedoofd. Vindt men daarin niet alle kenmerken van eenen werkelijken brand, dien wij op onmetelijke afstanden van ons hebben mogen aanschouwen ?

Wij komen later nog op die ster terug, evenals op eene andere van dezelfde soort, in de Zwaan, die plotseling in 1876 in helderheid is toegenomen, en waarvan het spectrum, door Cornu onderzocht, de strepen van waterstof, magnesium en waarschijnlijk helium, dus van de chromosfeer onzer zon vertoond heeft (1).

ZÃ³Ã³ ontleedt men thans de sterren, alsof men ze in de hand had en ze in de smeltkroezen onzer laboratoria plaatsen kon.

Men heeft ook getracht de sterren te photografeeren, en men is daarin ook geslaagd. Sedert bijna vijftig jaren reeds heeft men prachtige photografieÃ«n van de zon; dit is ook niet te verwonderen; maar toen het er op aankwam de maan te photografeeren, was de bewerking reeds veel moeilijker, door de zwakte van het licht der maan in vergelijking met dat der zon, en door het verschil in toon tusschen de verschillende deelen der maan. Toch hebben ook daar vaardigheid en volharding gezegevierd over de grootste zwarig-heden, en bezitten wij thans photografieÃ«n der maan, tot eene middellijn van meer dan eenen meter vergroot, waarop met eene bewonderingswaardige scherpte de minste bijzonderheden aan het licht komen.

Daarna was het de eerzucht der photograaf-astronomen, Jupiter, Venus, Saturnus en Mars onder handen te nemen, en het is hun ook gelukt, om van die planeten op hunne gevoelige platen beelden te krijgen, waarin in hoofdtrekken het karakter dier planeten werd weergegeven. Maar toen men zijne eerzucht uitstrekte tot de vaste sterren, waren de moeilijkheden nog veel grooter. Toch heeft reeds Bond in 1857 de schoone ster Mizar (in de Groote Beer) met Alcor en alle sterren van de 7^de grootte, die in het veld van den kijker zichtbaar waren, gephotografeerd. De photografie van die schoone dubbelster is zÃ³Ã³ uitstekend geslaagd, dat men zich daarvan heeft kunnen bedienen, om den afstand (14quot;) van de beide sterren te bepalen.

(1) Ook de merkwaardige veranderlijke ster, in 1885 in de nevelvlek van Andromeda ontdekt, heeft in haar spectrum de strepen van de chromosfeer onzer zon.

Max Wolf te Heidelberg- en Barnard op den Mount-Hamilton hebben zich op dat gebied zeer verdienstelijk gemaakt.

In het jaar 1884 hadden de Fransche sterrenkundigen, Paul en Prosper Henry, de helderste gedeelten van den melkweg gephoto-grafeerd, en op hunne platen 1500 sterren van de 6^de tot de 12^(legrootte gekregen; de resultaten waren zÃ³Ã³ uitstekend, dat de toenmalige directeur der 1'arijsche sterrenwacht het denkbeeld opperde, den geheelen hemel te photografeeren. Na een aantal voorbereidende werkzaamheden kwam in de jaren 1887, 1889 en 1891 te Parijs een photografisch congres van astronomen te zamen, waar de volgende besluiten genomen werden:

De geheele sterrenhemel zal zÃ³Ã³ gephotografeerd worden, dat nog sterren van de veertiende grootte op de platen te voorschijn komen. Ieder gedeelte cles hemels wordt tweemaal, op verschillende tijdstippen, gephotografeerd, om fouten in de platen te kunnen onderscheiden. Alle instrumenten zullen volkomen aan elkander gelijk zijn en wel met eene vrije opening van 33 centimeters en eene brandpuntswijdte van 343 centimeters. Bovendien is aan iederen kijker een tweede kijker verbonden, waardoor de waarnemer voortdurend controleert, of het uurwerk zuiver loopt en dus de kijker volkomen de schijnbare beweging van den sterrenhemel volgt, zoodat de sterren in quot;'dien kijker steeds denzelfden stand behouden. Het veld van den kijker moet 4 vierkante graden bevatten, de platen zijn 16 bij 16 centimeters groot, waarvan na aftrek van de randen 13 bij 13 centimeters bruikbaar zijn. Alle clichÃ©s worden zÃ³Ã³ gemaakt, dat zij gedeeltelijk over de volgende clichÃ©s heenvallen. Daar de beelden der sterren op de platen in het midden rond, aan de randen echter elliptisch zijn, is bepaald, dat zoowel voor de platen van den atlas als voor den catalogus eene dubbele serie photografieÃ«n wordt vervaardigd. Voor die dubbele opneming zijn 22054 platen noodig. Daar echter een aantal platen mislukken, rekent men op 50000. Het werk wordt verricht op de volgende 18 sterrenwachten (12 op het noordelijk, 6 op het zuidelijk halfrond): Helsingfors, Potsdam, Oxford, Greenwich, Parijs, Bordeaux, 1 oulouse, Rome, Catania, Algiers, San Fernando, Tacubaya, Rio de Janeiro, Santiago (Chili), Sydney, Kaapstad, La Plata en Melbourne. De ligging van elke ster, die op die platen komt, moet uitgemeten worden ten opzichte van eene ster, waarvan de stand door den meridiaankijker bepaald wordt. 1 Iet uitmeten geschiedt systematisch door daartoe opgerichte bureau's.

(Het eerste bureau is in 1892 opgericht, en staat onder het bestuur der gebroeders Henry, terwijl als hoofd der metingen Dorothea Klumpke is aangesteld.)

De platen krijgen vÃ³Ã³r het gebruik langs photografischen weg een netwerk, waardoor de plaat in 676 vierkanten van 5 millimeters wordt verdeeld. Dit dient om de vormveranderingen der gelatinelaag te controleeren. Elke plaat wordt 5 minuten, 2¹/2 minuut en 40 secunden verlicht, zoodat elk van de drie platen beelden van verschillende grootte geeft. (Men doet dit, daar anders bij korte blootstelling de zwakste sterren niet te voorschijn komen en bij langere blootstelling de heldere sterren de zwakke zouden bedekken. Is de plaat klaar, dan komt zij op het bureau, waar elk der 676 vierkanten onder den mikroskoop gebracht wordt. In drie jaren tijds zijn op die wijze te Parijs 72 000 sterren op 224 clichÃ©'s gemeten.

De zoo gevonden resultaten gaan naar het redactiebureau, waar de rechtlijnige coÃ¶rdinaten (rechte klimming en declinatie) herleid worden tot bolvormige coÃ¶rdinaten en tevens tot het lentepunt van liet jaar 1900.

Men hoopt met het photografeeren in het einde van deze eeuw gereed te komen, hoewel men berekent, dat er na dien tijd voor de metingen, het herleiden en de uitgave nog een tiental jaren noodig zullen zijn. Op de platen komen, naar men berekent, meer dan 40 millioen sterren voor.

Het spreekt van zelf, dat die atlas alle bestaande sterren-atlassen in rijkdom en nauwkeurigheid verre overtreffen zal. Tevens worden alle kleine planeten van de io^lt;,c tot de i4^l,c grootte ontdekt, daar zij door hare beweging een streepje in plaats van een punt ver-toonen. Dan is er misschien kans, eene planeet buiten de baan van Neptunus te ontdekken. Men kan ook verwachten, dat men op die wijze nieuwe nevelvlekken en veranderlijke sterren ontdekken zal. Veranderingen in afstand en ligging van dubbelsterren blijken dan ook gemakkelijker. Doch daarenboven zal die atlas van onberekenbaar nut zijn voor het nageslacht. Het is immers natuurlijk, dat dit werk in iedere eeuw zal worden herhaald.

En zoo zal men veel nauwkeuriger gegevens krijgen omtrent de eigenbeweging der sterren dan met de nauwkeurigste waarnemingen mogelijk is. Dit laatste resultaat is wel van zÃ³Ã³veel gewicht voor den bouw van het heelal, dat het ruimschoots de moeite en

De sterren, die een zoo zwak licht naar ons uitstralen, zenden eene hoeveelheid warmte tot ons, die op onze zintuigen nog veel minder indruk maakt, en toch heeft men ook deze trachten te meten. Volgens de proeven van Stone straalt Arcturus veel meer warmte uit dan Wega. Te Greenwich scheen de eerste bij eene hoogte van 2 5⁰ boven den horizon evenveel warmte uit te stralen als een cubus van Leslie, vol kokend water, op 115 meters afstand geplaatst, terwijl Wega bij eene hoogte van 60Â° slechts eene warmte scheen uit te stralen, gelijk aan die van denzelfden cubus, op 260 meters verwijderd. Het zou bijna ondoenlijk zijn, die geringe hoeveelheid in onderdeelen van graden van den thermometer uit te drukken. Het blijkt dus, dat Arcturus warmer is dan Wega, en dit komt overeen met hetgeen wij zooeven omtrent de scheikundige werking dierzelfde sterren hebben medegedeeld, daar het rood bij Arcturus overheerschend is, en dit deel van het spectrum meer warmtegevend is, terwijl het blauw, dat bij Wega de overhand heeft, meer scheikundige stralen bevat. ZÃ³Ã³ maakt de sterrenkunde een organisch geheel uit met hare zusterwetenschappen, de natuurkunde en de scheikunde ; zÃ³Ã³ maakt zij gebruik van de hooge vlucht, welke die wetenschappen genomen hebben, en dwingt zij deze, bezit te nemen van den hemel; zÃ³Ã³ wordt het heelal voor den mensch een onmetelijk laboratorium.

De lichtstralen, die uit den nachtelijken sterrenhemel tot ons afdalen, doen ons dus eenen blik slaan in den toestand der schepping in die ontoegankelijke oorden, en bewijzen ons, dat de stoffen en de krachten, die wij rondom ons in werking zien, ook daar bestaan en ook daar dezelfde werking hebben als bij ons; zÃ³Ã³ wordt tegelijkertijd met het veld van onze waarnemingen ook het veld van onze begrippen en voorstellingen uitgebreid; zÃ³Ã³ leeren wij ook daar stoffen en krachten kennen, die in de onmetelijke ruimte het spel herhalen, dat slechts onvolledig en in het klein in ons zonnestelsel gespeeld wordt. Het licht verplaatst ons naar het oneindige, eeuwige leven.

voortplant; dat het eene snelheid heeft van 300 000 kilometers in de secunde, en dus in 10 secunden 3 millioen, in eene minuut 18 millioen kilometers aflegt; dat het in ruim 8 minuten den weg aflegt, die ons van de zon scheidt, dat het in 4 uren den afstand van Neptunus doorloopt, en dat het z}.¹^ jaar noodig heeft, om van de meest nabijzijnde vaste ster tot ons te komen (1).

Het verleden der werelden wordt dus in den vorm van eene reeks van trillingen gedragen naar andere plaatsen in het heelal; wat wij heden op de sterren meenen te zien, is reeds lang voorbij; wat daar thans plaats vindt, wordt ons eerst later geopenbaard.

Wij zien geene enkele ster zooals zij nu is, maar wel zooals zij was op het oogenblik, waarop haar het licht verliet, dat ons thans bereikt. Wij zien dus niet den tegenwoordig en sterrenhemel, maar zijne geschiedenis. Er zijn misschien wel sterren, die reeds duizenden jaren vergaan zijn, en die wij nog altijd zien, omdat de lichtstralen, die ons thans eerst bereiken, haar verlaten hebben vÃ³Ã³r hare vernietiging. De dubbele ster, waarvan wij met zorg en inspanning het wezen en de beweging bepalen, was misschien reeds verdwenen, lang vÃ³Ã³rdat er astronomen op de aarde waren, Indien het zichtbare heelal heden verging, dan zoude men het toch nog na duizenden jaren zien, met uitzondering van de meest nabijzijnde sterren, die achtereenvolgens zouden worden uitgedoofd, naargelang van den tijd, dien de lichtstralen noodig hebben, om ons te bereiken. Â« Centauri zou het eerst worden uitgedoofd, en wel in 4 jaar en 6 maanden; Sirius in bijna 9 jaar, de poolster in ruim 46 jaar, enz.

ZÃ³Ã³ draagt het licht bij zijne voortplanting de geschiedenis van alle werelden met zich om, en vormt het de schakel tusschen het verleden, het tegenwoordige en de toekomst.

Wij kunnen de voortplanting van het licht vergelijken met tlie van het geluid, liet geluid plant zich in de lucht voort van golf tot golf. Als de klokken geluid worden, hooren zij, die rondom de kerk wonen, het klokgebrom op het oogenblik, waarop het wordt voortgebracht, terwijl zij, die op eenen afstand van eenen kilometer wonen, het geluid eerst 3 secunden later hooren. ZÃ³Ã³ zien wij, hetgeen op een verwijderd hemellichaam geschiedt, eerst eenigen tijd later. Het licht komt achtereenvolgens van de nabijgelegen plaats naar de meer verwijderde. Daarom hebben de lichtstralen, die van de sterren tot ons komen, 10, 20, 100, 1000, 10 000 jaren noodig om ons te bereiken. Omgekeerd zien de bewoners eener ster de zon (en de aarde, als zij haar kunnen zien), zooals zij jaren geleden was. Het is als het ware de bode, die eene photografie der aarde, zooals zij was op het tijdstip van zijn vertrek, naar de sterren overbrengt met eene snelheid van 300000 kilometers in de secunde.

Indien dus het licht eener ster honderd jaren noodig heeft om ons te bereiken, dan zouden wij de ster, indien haar licht plotseling uitgedoofd werd, nog honderd jaren lang zien, omdat de laatste lichtstraal, die uit de ster wordt uitgezonden, eerst honderd jaren later ons oog bereikt.

Veranderingen, bij de sterren waargenomen. Tijdelijke sterren, plotseling aan den hemel verschenen. Veranderlijke sterren. Sterren, van den hemel verdwenen.

Komt de titel van dit hoofdstuk met de werkelijkheid overeen? Is het mogelijk, dat, waar de sterren niet alleen lichte punten aan het firmament, maar werkelijke zonnen zijn, met de onze overeenkomende, eene zon in glans toeneemt of vermindert? Kan dan onze zon te eeniger tijd in licht en warmte toenemen, ons verblinden en verbranden, het plantenkleed der aarde verschroeien, de dierenwereld doen omkomen in eene verstikkende woestenij, en het hijgende menschdom nederleggen in het gloeiende zand van eene onmetelijke vlakte? Of wel, kan het weldadige brandpunt onzer warmte zich in eenen sluier hullen, zijne uitstraling staken, zijne gulden stralen vasthouden? Kan de zon ons de lente en de bloemen, den zomer en het graan, den herfst en den oogst onthouden, en eenen eeuwigen winter over het aardrijk uitspreiden, het bloed doen stollen in onze aderen, en ons onder eenen in nevelen gehulden dampkring begraven in een steeds aangroeiend lijkkleed van sneeuw?... Ja, de schoone weldadige zon kan uitgedoofd en weder aangestoken worden; zij kan in enkele weken den dood de aarde doen vermeesteren; zij kan aan den somberen hemel tronen als een kleurloos spook, dat over een uitgebreid kerkhof heerscht; zij kan uit hare asch verrijzen en het leven, dat tijdelijk gedurende maanden, jaren, eeuwen, verdwenen was, weder terugbrengen; zij kan dit doen... en zij heeft dit reeds gedaan.

Ja, de aarde is reeds vroeger in een lijkkleed van sneeuw en ijs gehuld geweest, terwijl alle leven verdwenen was. En de aarde was toen niet jong meer. Reeds eeuwen en duizenden eeuwen had zij zich voortbewogen en zich gekoesterd in het vruchtbare licht en de weldadige warmte der zon; reeds herhaalde malen was hare bevolking vervormd en vernieuwd, de prachtige ondoordringbare wouden van boomvormige varens hadden reeds plaats gemaakt voor zonnige oasen, rijk aan welriekende bloemen en vogels met schitterende

pluimage; de monsterachtige en woeste kruipende dieren van het secundaire tijdperk hadden reeds plaats gemaakt voor de hoogere dieren van de tertiaire periode: reeds voerde de mammouth zijne kudden aan, reeds jaagde de rhinoceros met gespleten neusgaten in de wouden, reeds vloog het reusachtige hert als een pijl door de dalen, reeds zetelde de beer in de holen, en deed de aap zijne kromme sprongen in de boomen, reeds sprong het paard door de velden en kweelden de vogelen hun minnelied in de boschjes met kabbelende beken ;... toen de temperatuur zÃ³Ã³ver daalde, dat geen enkele waterdroppel in vloeibaren toestand overbleef. Een sombere hemel spreidde zich over de aarde uit. De natuur staakte hare ontwikkeling, het leven werd uitgebluscht; de vogelen staakten hun lied; de planten brachten geene bloemen meer voort, de beek hield op te stroomen, de zon hield op te schijnen. De ijsperiode, waarvan men overal de duidelijke sporen terug vindt, heeft zich over de geheele aarde uitgespreid; Frankrijk, Zwitserland, ItaliÃ«, de verschillende streken van Europa, AziÃ« en Afrika en hel vasteland van Amerika, dragen er nog de litteekens van. Zij is in duidelijk schrift in het groote Boek der Natuur geschreven, en het is niet onmogelijk, dat onze zon overeenkomt met de veranderlijke sterren van het heelal, en dat hare tijdelijke vermindering in warmte voldoende geweest is, om onze planeet het leven te benemen.

Wij zien soortgelijke verschijnselen ook aan den sterrenhemel. EÃ©n der merkwaardigste voorbeelden hiervan levert de ster yj van het schip Argo, gelegen in het midden van eene nevelvlek. In 1837 was zij eene ster van de i^ste grootte, en tot 1854 overtrof zij in helderheid de schoonste sterren des hemels, met uitzondering van Sirius, die zij in 1843 bijna evenaarde, terwijl zij Wega, Arcturus, Rigel, Â« Centauri en Canopus overtrof. In 1856 begon zij echter af te nemen en daalde zij af tot den rang eener ster van de 2^de grootte. In 1859 bereikte zij de sterren der 3^dc grootte, in 1862 die der 4^lt;,e, in 1864 die der 5^cU;, in 1867 die der 6^de grootte, en in 1870 werd zij voor het bloote oog onzichtbaar. Sedert 1871 daalde zij langzaam af van de 6^lt;le tot de 7^de grootte, en in 1886 had zij haar minimum bereikt (7,4). Sedert dien tijd schijnt zij langzamerhand helderder te worden. Van 1856 tot 1886 is de zon, waarvan de parallaxis onmerkbaar, de afstand en het volume onmetelijk zijn, 7 trappen van helderheid afgedaald, zoodat zij bij haar minimum meer dan honderd maal minder licht verspreidt dan bij haar maximum. Wat moeten wij denken van

dergelijke veranderingen, met het oog op de bewoonbaarheid der planeten, die in de nabijheid van eene zoodanige zon geplaatst zijn? Indien daar eene bewoonde wereld is, met de aarde overeen-mende, dan is daar thans door het langzaam uitblusschen der zon de ijsperiode ingetreden. Zal die zon ooit weder haren ouden luister terugkrijgen? Wij mogen en moeten dit verwachten, want die verwachting wordt gerechtvaardigd door hare geschiedenis sedert twee honderd jaren. Halley heeft haar in 1677 als eene ster van de 4^lt;,cgrootte gezien, Lacaille in 1751 als eene ster van de 2^de grootte, Burchell in 1811 van de 4^dc grootte, Brisbane in 1822 van de 2^lt;l0grootte, Burchell in 1827 van de i^ste grootte, Johnson in 1830 van de 2^de grootte en Herschel in 1837 van de i^ste grootte. Wij hebben daar dus te doen met eene zon, die snel en veel verandert, zoodat wij mogen verwachten, dat zij eerstdaags weder al hare lichttrappen zal opklimmen, die zij is afgedaald.

Waaraan moet die verandering in helderheid worden toegeschreven? Zou de zon zich met eene verbazende snelheid van ons verwijderen en weder tot ons naderen, zoodra hare helderheid toeneemt? Neen, want eenerzijds is geen spoor van eigen beweging merkbaar, anderzijds zou men moeten aannemen, dat de ster van 1856 tot 1867 zich zÃ³Ã³ver van ons moest verwijderd hebben, als noodig was, om eene ster van de i^ste grootte tot de 2^tle grootte te doen afdalen, dat is negen millioen maal de halve middellijn der aardbaan, hetgeen reeds daarom onmogelijk zoude zijn, omdat dan het licht, dat in 1856 15 jaren noodig had, om ons te bereiken, thans 150 jaren daartoe zoude noodig hebben. Wij mogen dus als zeker stellen, dat de verandering in licht niet veroorzaakt wordt door eene verandering in afstand.

Zou zij dan door eene eclips worden voortgebracht? Daartoe zou men moeten aannemen, dat een donkere bol, zoo groot als de ster zelf, tusschen de ster en de aarde doorging, en gedurende verscheidene jaren zijn licht bedekte. Doch de lange duur der periode maakt die onderstelling ongerijmd.

Zou zij misschien het gevolg zijn van eene beweging dier zon om hare as, waarbij wij zouden moeten aannemen, dat een deel harer oppervlakte gloeiend is, en het andere gedeelte bedekt met eene bijna donkere, vaste korst? Het is niet waarschijnlijk, dat eene ster 30 jaren minstens noodig heeft, om eene halve omwenteling te volbrengen, en bovendien is het verschijnsel niet regelmatig genoeg, om eene zoodanige onderstelling te wettigen.

De meest natuurlijke verklaring is wel deze, dat het verschijnsel veroorzaakt wordt door eene werking in de photosfeer der ster zelf. Wij zagen reeds vroeger, toen wij onze zon tot een onderwerp van onderzoek maakten, dat haar licht veroorzaakt wordt door wolken van vaste of vloeibare deeltjes, die in haren dampkring branden, evenals koolstof, kalk of magnesia in ons kunstlicht. Zooals Faye naar aanleiding van de veranderlijke sterren heeft vastgesteld, begint de periode van helderheid en werking eener ster juist dan, wanneer de oppervlakte der gloeiende gasmassa genoeg is afgekoeld, om een neerslag te vormen van vloeibare of vaste wolken, die een helder licht kunnen verspreiden. Zoo vormt zich de photosfeer eener nieuwe zon. Na een bepaald tijdstip kunnen de verschijnselen in de photosfeer een periodiek karakter aannemen. Het evenwicht der gasmassa wordt eerst verstoord door de regens van slakken, die naar beneden vallen, en door de opstijgende dampen, volkomen op dezelfde wijze, als in onzen dampkring het evenwicht verstoord wordt door de beweging van het water in den vorm van vaste stof, vloeistof of gas; zoodra daarna de uitwisseling tusschen de oppervlakte en het inwendige gedeelte wordt tegengehouden door de toeneming der slakken, ziet men uitbarstingen plaats grijpen, periodieke beroeringen, waarvan eene snelle, doch tijdelijke vermeerdering in helderheid het gevolg is. Met iedere omwoeling der photosfeer komt eene plotselinge uitstrooming van gloeiende gassen overeen. Eindelijk hebben die afwisselingen nog slechts met schokken plaats, om ten slotte geheel op te houden.

Van alle sterren, waarvan de helderheid veranderlijk is, is de merkwaardigste die, welke in de zestiende eeuw, in 1572, plotseling eene zoo groote helderheid verkreeg, dat zij al hare zusters aan den hemel overtrof en op het midden van den dag zichtbaar was. Zij werd door Tycho-Brahe waargenomen, en verminderde slechts langzaam in helderheid.

Na die van 1572 is de bekendste tijdelijke ster die van October 1604, in liet sterrenbeeld Ophiudms, en die werd waargenomen door Kepler en GalileÃ¯. Evenals bij de vorige, verminderde ook hier de helderheid bijna onmerkbaar; zij leefde vijftien maanden en verdween zonder een spoor achter te laten. In 1670 vertoonde eene andere tijdelijke ster, in het sterrenbeeld de Vos, het eigenaardig verschijnsel, van verscheidene malen uit te dooven en weder ontstoken te worden, vÃ³Ã³rdat zij geheel verdween. Wij kennen thans vier en

tzuintig sterren, die sedert twee duizend jaren eene plotseling opflikkering hebben ondergaan en daarna voor het bloote oog onzichtbaar zijn geworden. Twee belangrijke verschijningen van dien aard hebben plaats gehad in 1866 en 1876, en hebben het mogelijk gemaakt, door middel van de spectraalanalyse aan te toonen, dat men te doen had met eene werkelijke verbranding, het gevolg van eene geweldige uitbarsting van brandende waterstof (1). Het is opmerkelijk, dat die sterren niet over willekeurige punten van den hemel verspreid liggen, maar, zooals nevensgaande teekening aantoont, alle in de buurt van den Melkweg staan.

Het is ondenkbaar, dat tijdelijke sterren nieuwe scheppingen zouden zijn. Hare kortstondige verschijning is in treffende tegenstelling met de standvastige helderheid der sterren in het algemeen; het zijn zonder twijfel veranderlijke, niet periodieke sterren; zij bestonden aan den hemel, vÃ³Ã³rdat zij die buitengewone opflikkeringen

(1) Den istcn Februari 1892 heeft Dr. Anderson le Kd in burg eene nieuwe ster ontdekt in het sterrenbeeld de Ã¯Vagenman, Den 2^t,c,l Februari was zij tusschen de 4^(,lt;: en 5⁽'^t: grootte; zij nam toen regelmatig af tot het einde van April, toen zij bijna geheel verdween (lÃ³'lc grootte). In het midden van Augustus was zij weder van de grootte 9,5, en die grootte heeft zij behouden. Men ziet haar nog steeds als eene onoplosbare nevelvlek van 3quot;. Haar spectrum, onderzocht op den Mount Hamilton, toonde de volkomen overeenstemming aan met het spectrum der onoplosbare nevelvlekken.

ondergingen, en zij zijn daarna weder tot haren oorspronkelijken rang teruggekeerd, zooals men dat bij enkele overtuigend heeft kunnen aantoonen. Er is een groot onderscheid tusschen die verbazende uitbarstingen en de regelmatige veranderingen der periodieke sterren, die wij zoo aanstonds zullen bestudeeren. Toch vindt men tusschen de beide soorten alle graden van onregelmatigheid; zoo kan b. v. yi van het schip Argo als tusschenvorm tusschen de twee soorten beschouwd worden.

Wij hebben vroeger gezien, dat het aantal zonnevlekken in eene periode van elf jaren verandert. Die verandering is niet gering, daar er meer dan tien maal meer vlekken in de maximumjaren zijn dan in de minimumjaren; daar zij echter slechts een zeer gering gedeelte van het zonnelicht onderscheppen, zou een verwijderd waarnemer, die met aandacht onze zon volgde, nauwelijks iets van die verandering bemerken. Wij behoeven slechts te onderstellen, dat het verschijnsel onzer zonnevlekken op de overige zonnen op veel grootere schaal plaats grijpt, om eene verklaring te geven van de veranderlijke sterren, die in volkomen harmonie is met hetgeen wij weten omtrent het wezen der zon. Indien eene algemeene uitbarsting op Ã©Ã©ne dier zonnen plaats grijpt, of indien zij plotseling omhuld wordt met protuberances van brandende waterstof, of indien het donkere net, waarin wij de lichtkorrels der zonnephotosfeer hebben zien drijven, verdwijnt onder de verdichting der schitterende fakkels; Ã³fwel, indien eene zon, die begint af te koelen en bedekt te worden met eene vaste korst, verscheurd wordt door de uitbarstingen van den binnensten vuurhaard, Ã³f wel, indien een neervallend hemellichaam een nieuw gevormd vastland verbrijzelt op eene zon, die langzamerhand omkorst wordt, Ã³f eindelijk, indien twee meteoorsteenen elkander in de wereldruimte ontmoeten, dan worden daardoor onze tijdelijke sterren verklaard, die, nadat zij een schitterend licht verspreid hebben, weder in haren ouden toestand vervallen.

Zoo kan de kennis van onze zon zelf ons veel leeren omtrent de verschijnselen bij de sterren, op zoo onmetelijke afstanden van ons verwijderd, en kunnen wij omgekeerd hieruit afleiden, wat mettertijd op onze zon geschieden kan.

De regelmatige, snelle en periodieke veranderingen, die men bij sommige sterren waarneemt, zijn nog veel merkwaardiger dan die plotselinge branden, die. ten minste nog het resultaat van veranderingen kunnen zijn, waarvan wij ons rekenschap kunnen geven. EÃ©ne

der merkwaardigste is o Ceti] ook wel genaamd Mira Ceti (de wonderlijke uit de Walvisch). Zij verdient dien naam ten volle. Zi) neemt in helderheid toe, totdat zij de sterren van de 2^(le grootte evenaart, en wordt even helder als de schoonste sterren uit de Groote Beer; in dien toestand kan iedereen haar vijftien dagen waarnemen; daarna neemt zij langzaam in helderheid af en wordt zij voor het bloote oog geheel onzichtbaar. Gedurende vijf maanden zoude men haar te vergeefs aan den hemel zoeken. Daarna ziet men haar weder te voorschijn komen en gedurende drie maanden langzaam in helderheid toenemen, totdat zij weer de tweede grootte bereikt heeft. Die buitengewone verandering in helderheid heeft plaats in 331 dagen.

Als zij groot is, heeft de ster eene gele kleur; als zij klein is, dan is zij rood.

De spectraalanalyse leert, dat zij een spectrum heeft van het 3^(tetype, en als hare helderheid vermindert, behoudt zij alle voorname heldere strepen, maar dan tot uiterst dunne draden teruggebracht. De meest aannemelijke verklaring is, dat zij periodiek dampen uitwerpt, overeenkomende met de uitbarstingen, in de photosfeer der zon waargenomen. Die veranderingen, die bij de zon plaats hebben om de 11 jaren, en dan nog nauwelijks merkbaar, openbaren zich bij de zon uit de Walvisch om de 331 dagen over eene groote uitgestrektheid.

Van alle veranderlijke sterren is Mira Ceti het gemakkelijkst waar te nemen; men kent haar reeds bijna drie honderd jaren. Hene tweede, niet minder merkwaardige, periodieke ster is /3 Persei of Algol, waaide periode veel korter is dan bij de vorige. Zij daalt in de periode van 2 dagen, 20 uren, 48 minuten en 53 seconden van de 2^cle tot de 4^de grootte en herneemt dan weder hare vorige helderheid. Gedurende 2 dagen en 13 uren is hare helderheid onveranderlijk van de 2^(Iegrootte, dan begint zij te verflauwen, en is zij in 2 uren en 30 minuten tot beneden de 4^lt;lc grootte afgedaald; in dien toestand blijft zij vijf of zes minuten, waarna zij weder tot hare oorspronkelijke helderheid klimt in 3 uren 30 minuten (1).

(i) Eene zoo snelle en karakteristieke verandering kan niet van denzelfden aard zijn als die van de elfjarige periode der zonnevlekken; de meest aannemelijke verklaring moet wel zijn, 6f dat zij het gevolg is van eene beweging dier ster om eene as, waarbij dan de twee halfronden zeer verschillende helderheid moeten hebben, zooals het geval zou zijn met eene zon, waarop

In de Boogschutter zijn drie veranderlijke sterren, waarvan de periode omstreeks zeven dagen bedraagt.

Verscheidene andere sterren, J Librae, S Mouoceratis, U Corouae, y Tauri, S Cephei hebben eveneens eene zoo korte periode. Men kan die veranderingen met het bloote oog volgen. Andere hebben daarvoor eenige weken noodig; de groote meerderheid verscheidene maanden; geene enkele veranderlijke ster heeft eene periode van twee jaren; in het algemeen zijn de veranderingen sterker, naarmate de perioden langer zijn.

Bij eene andere ster, R Hydri, neemt de periode af. Uit de onderzoekingen van SchÃ¶nfeld blijkt, dat die periode was:

Bij een groot aantal dier sterren is de verandering waarschijnlijk het gevolg van eene wenteling der ster om hare as. Men kan dus de volgende verklaringen geven voor de veranderingen in helderheid : 1Â° Er kan eene verandering in de photosfeer plaats hebben gehad, overeenkomende met de verschijnselen der zonnevlekken, maar heviger en sneller; 2Â° de ster kan om eene as wentelen, terwijl de verschillende meridianen gedurende een aantal jaren groote verschillen in lichtsterkte behouden; 3⁰ een nevelachtige ring kan om de ster heen-wentelen ; 4⁰ donkere planeten kunnen eclipsen veroorzaken. Wij moeten hier nog bijvoegen, dat de natuur, die slechts een gering deel harer verborgenheden tegelijk openbaart, zeker nog andere verklaringen aan de hand zal geven, als de vorderingen der wetenschap dit zullen toelaten. De tijdelijke sterren daarentegen hebben haar

een donker vastland voorkomt; M wel dat zij te danken is aan eene eelips, veroorzaakt door eene groote planeet, die zich om Algol heenbeweegt, zoodanig dat zij telkens tusschen de ster en de aarde komt. De eerste onderstelling geeft aanleiding tot de bedenking, dat het moeilijk aan te nemen is, dat eene zoodanige vlek vele jaren en eeuwen onbewegelijk op de ster zou blijven ; de tweede heeft de snelheid der beweging van de planeet tegen zich, omdat de dubbelster, wier periode het kortst is, nog eenen omwentelingstijd heeft van 7 of misschien zelfs van 14 jaren. Toch meenen wij tot de laatste onderstelling te moeten overhellen, omdat de spectraalanalyse ons leert, dat het geene ster is van het type der veranderlijke sterren, maar dat zij een spectrum van het i^^e type vertoont. Wij stellen ons dus de zon van Algol voor als het hoofdlichaam van een zonnestelsel, welks grootste planeet in 2 dagen en 21 uren om de zon wentelt; het is ongeveer de omloopstijd van den vierden wachter van Saturnus, In die periode merkt men kleine onregelmatigheden op, die het gevolg kunnen zijn van storingen, door andere planeten veroorzaakt; de omloopstijd schijnt langzaam te verminderen, sedert de twee eeuwen, dal men haar waarneemt. Zij is sedert de vorige eeuw 6 secunden verminderd.

licht te danken aan werkelijke branden, op afstanden van duizenden milliarden kilometers te zien.

En die veranderingen in licht zijn niet gering. Let op R van het Schild van Sobiesky, zij verandert in 72 dagen van de 4^t,e tot de 9^lle grootte, Mira Ceti verandert van de 2^de tot de 9¹/2^cIe grootte; X Cygni van de 4^lle tot de 13^de grootte! Zonnen, die in hare niaximumperiode 4600 maal meer licht en warmte uitstralen dan in hare minimumperiode! Welke verbeelding is in staat, het werk der natuur in zulke stelsels te doorgronden?

Dit alles zijn snelle veranderingen. Openbaren de sterren ook langzame, eeuwen durende vervormingen ? Zien wij werkelijk denzelfden sterrenhemel als onze voorouders? Zijn sommige sterren in helderheid verminderd sedert de kindsche jaren der sterrenkunde? Zouden enkele ook van den hemel verdwenen zijn ? Zijn andere in

werkplaats, waar nooit rust of stilstand 'heerscht; daar hernieuwt zich het leven telkens in andere vormen; geslachten volgen elkander op aan den hemel evenals op aarde; werelden, zonnen, stelsels worden geboren en sterven; en indien het voorkomen van het heelal op ons den indruk maakt van onwrikbaarheid en onsterfelijkheid, dan is dit. omdat ons leven te kort en onze gezichtskring te beperkt is, om de werkelijkheid te bevatten. Het insect, dat in de zoele zomerdagen door de lucht fladdert, weet niet, dat er een

Wij zullen enkele voorbeelden geven van seculaire veranderingen, aan den hemel waargenomen.

De schoonste ster van onzen hemel, Sirius, schijnt eene merkbare verandering in kleur te hebben ondergaan. Seneca verzekert, dat in zijnen tijd Sirius rooder was dan Mars; ook Ptolemaeus noemt haar rood. Iedereen weet, dat zij tegenwoordig wit is, en men haar zelfs blauw zou kunnen noemen. Tenzij dus de oude schrijvers, wat niet waarschijnlijk is, alleen bedoeld hebben, dat Sirius glinsterend en fonkelend is als Mars, en dit hebben uitgedrukt door te zeggen, dat zij rooder is dan Mars, mogen wij aanemen, dat zij in de laatste twee duizend jaar van kleur is veranderd.

Hipparchus zeide 127 jaren v. C.: âDe ster aan den voorpoot van de Stier is zeer schoon en opmerkelijk.quot; Thans ziet men daar geene enkele ster, helderder dan eene ster van de s¹¹⁶ grootte; de meest nabijzijnde, tamelijk heldere ster is 0 van de Visschen, van de 4^llc grootte; deze ster kan niet bedoeld zijn, daar Hipparchus die afzonderlijk vermeldt.

In de derde eeuw v. C. zeide Eratosthenes, toen hij sprak over de sterren in de Schorpioen; âZij worden voorafgegaan door tie schoonste van alle : de schitterende ster van den noordelijken klauw.quot; Dit is thans zeker niet het geval. Indien dit waar was, zoude zij eene ster van de i^ste grootte moeten zijn, helderder dan Antares; zij moet dan reeds zeer spoedig in helderheid verminderd zijn; want Hipparchus noemt haar reeds van de 2^lt;lc grootte (het is /3 van de Weeg-

schaal), evenals den anderen klauw (a van dc Weegschaal), en zij zijn altijd ongeveer even helder gebleven.

De ster Â§ van de Arend was voor 2000 jaren van de s'/jquot;'⁰ grootte, in de eeuw van de 5^(le, in de zestiende eeuw van de 6'^le; thans is zij van de S'/j'¹' grootte.

De ster / van de Waterman, tot aan de i6^(le eeuw van de 4^lll: grootte, is thans van de Ã³''⁵ grootte.

De ster 70 van de Visschen, in de io^lt;1,: eeuw met het bloote oog zichtbaar, was op het einde der vorige eeuw van de g'¹Â» grootte en is thans van de 7^l/₂^lJcgrootte.

De ster a van de Kleine Beer was eertijds zwakker dan /3; thans is dit omgekeerd.

De ster Â« van de Draak, thans van de s'/j¹¹quot;¹ grootte, was in de zestiende en zeventiende eeuw van de 2^de grootte.

De ster 22 van de Groote Hond, die tot aan de zestiende eeuw niet op de sterren-catalogussen voorkwam, was in 1660 van de 4^lle grootte, in 1840 van de 5'^llt;: grootte, en is thans weer van de 4^(llt;: grootte.

De ster 4969 Lalande, in de Walvisch, was ten tijde van Hipparchus van de 4'^lc grootte, in de vijftiende eeuw van de 5^lle grootte, en is sedert 1800 van de ()^lle grootte.

Zonder dit aantal voorbeelden bovenmatig te vermeerderen, zijn zij voldoende, om ons een denkbeeld te geven van de seculaire veranderingen, die aan den hemel plaats vinden. Indien wij waarnemingen tot onze beschikking hadden van honderd en duizend eeuwen herwaarts, zouden wij nog wel andere gedaanteverwisselingen waarnemen. De zonnen zelf zijn niet eeuwig. Hoewel een tijdstip van twee duizend jaren of zestig menschengeslachten slechts een vluchtig oogenblik in de algemeene geschiedenis vertegenwoordigt, zijn in dien tijd reeds verscheidene zonnen in helderheid verminderd, andere daarentegen in glans toegenomen. In de ruimte bestaan zeker een aantal uitgebluschte zonnen, groote zwarte bollen, waaromheen andere donkere lichamen in den duisteren, oneindigen nacht rondwentelen.

Wij hebben tot nu toe slechts enkelvoudige zonnen als de onze leeren kennen; de tijd is daar, waarop wij het gebied der veelvoudige en gekleurde zonnen moeten betreden.

Do dubbele en veelvoudige sterren. De gekleurde zonnen. Werelden door verscheidene zonnen van verschillende

De teleskoop, die tracht door te dringen tot in de diepste geheimen der schepping, heeft onder de verscheidenheid van lichten, die aan den hemel schitteren, sterren van eene bijzondere soort ontdekt, die van de gewone sterren verschillen in voorkomen en in hare beteekenis voor het heelal. In plaats van enkelvoudig te zijn, zooals de groote meerderheid der sterren, zijn zij dubbel en veelvoudig. In plaats van wit te zijn, zijn zij sterk gekleurd; zelfs bieden sterren van een zelfde stelsel dikwijls de wonderlijkste tegenstellingen aan, zoodat het verwonderde oog de kleur van den smaragd met die van den robijn ziet paren, die van den topaas met die van den saffier, van den diamant met dien van den turkoois, alle kleuren van den regenboog vertoonende. Somtijds staan die wonderlijke .sterrenparen vast en onbewegelijk aan den hemel, en zijn zij niet in haren stand ten opzichte van elkander veranderd, sedert de onderzoekende blik van den geduldigen William Herschel ze ontdekte. Somtijds wentelen de sterren om elkander heen, de zwakste om de helderste, gedragen door de vleugelen der aantrekkingskracht, evenals de maan zich om de aarde en de aarde om de zon beweegt; een zeker aantal van die paren hebben reeds verscheidene geheele omwentelingen volbracht onder de oogen der waarnemers; de duur dier omwentelingen wisselt bij de verschillende stelsels al tusschen enkele en duizenden jaren. Onze kleine aardsche kalender is niet ingericht voor die verwijderde werelden; onze maten kunnen op dergelijke grootheden niet worden aangelegd; de aarde is niet meer maatstaf voor de schepping; onze jaartelling is aan den hemel onbekend.

De studie dier sterrenstelsels levert een der meest grootsche problemen op der moderne astronomie. Waar iedere ster eene reusachtige zon is, met eigen licht, brandpunt van warmte, licht en aantrekking, is het vraagstuk, door die stelsels van veelvuldige zonnen aan den menschelijken geest gesteld, ongetwijfeld Ã©Ã©n van die problemen, die het sterkst op de verbeelding werken en het gemoed van den

wijsgeer het meest bewegen. Welke rol speelt de aantrekkingskracht op die zonnestelsels, die zoozeer van de onze verschillen? Hoe groot is hun aantal onder de sterren ? Hoe zijn zij in het heelal verdeeld? Welke band verbindt hen met de enkelvoudige zonnen, zooals die van ons zonnestelsel ? Wat is het wezen van haar vreemd en fantastisch licht? Tot op welke afstanden kunnen de sterren door eene gezamenlijke eigenbeweging in de ruimte worden voortgesleept? Wat is de toestand der planeten, die om die dubbele zonnen kunnen heenwentelen, en beurtelings of gelijktijdig verlicht en verwarmd worden door zonnen van verschillende massa's, op verschillende afstanden gelegen en van verschillende kleur? Dit zijn de vragen, die zich aan ons voordoen, en waarop wij zullen trachten, het antwoord te vinden.

Wij zagen reeds vroeger, dat een groot aantal sterren, die voor het bloote oog enkelvoudig schijnen, door den teleskoop gezien, dubbel worden. Men onderscheidt dan twee in plaats van Ã©Ã©ne enkele ster. Als de teleskoop slechts zwak vergroot, schijnen de twee sterren elkander aan te raken, maar zij gaan verder uit elkander, naarmate de vergrooting sterker wordt. Die dubbele ster wordt dan voor ons een stelsel van twee naburige zonnen, van elkander op slechts eenige millioenen kilometers verwijderd, en die om elkander heenwentelen in tijden, die voor ieder stelsel bepaald worden door de wetten der algemeene aantrekkingskracht. De onmetelijke afstand, die ons van die stelsels scheidt, is weer de oorzaak, dat wij ze met het bloote oog niet kunnen zien. De twee sterren, door den teleskoop gesplitst, schijnen elkander nog aan te raken, niettegenstaande de millioenen kilometers, die ze van elkander scheiden, omdat zij van ons op bil-lioenen kilometers verwijderd zijn (1).

Verscheidene dubbelsterren zijn reeds zÃ³Ã³ lang geleden ontdekt en volbrengen zÃ³Ã³ snel hare omwentelingen, dat zij reeds Ã©Ã©ne of meer omwentelingen onder onze oogen hebben afgelegd; andere hebben

(1) Als men eenen kijker op eene ster richt, en in plaats van eene enkele, nog eene andere daar vlak naast ziet, is het niet altijd zeker, dat wij werkelijk met eene dubbele ster te doen hebben. De oneindige ruimte is overal met sterren bezaaid. Het is dus niets vreemds, dat men, als men eenen kijker op eene bepaalde ster richt, daarnaast Ã©Ã©ne of meer andere vindt, die nderdaad daarachter ligger, en misschien nog verder van de ster verwijderd zijn, dan de ster van ons. Evenals twee hoornen op eene uitgestrekte vlakte elkander schijnen aan te raken, omdat zij voor ons oog in dezelfde richting liggen, hoewel zij ver van elkander verwijderd kunnen zijn, zoo kunnen ook aan den hemel twee sterren elkander schijnbaar aanraken en toch door onmetelijke afgronden van elkander gescheiden zijn. Zoodanige sterren noemt men optische dubbelsterren. Om te onderzoeken, nf twee sterren werkelijk bij elkander behooren en Ã©Ã©n stelsel

aan den hemel wel is waar slechts een deel barer banen afgelegd, maar met eene voldoende hoekbeweging, om de elementen dier banen te berekenen; nog andere, en dat wel een groot aantal, hebben slechts eenen kleinen boog afgelegd, niet groot genoeg, om de geheele baan te berekenen, maar toch voldoende, om aan te toonen, dat zij eene gesloten kromme lijn beschrijven; bij andere eindelijk verplaatsen zich de beide sterren zoodanig, dat het duidelijk blijkt, dat zij niet bij elkander behooren, maar alleen tijdelijk vereenigd schijnen door hare betrekkelijke ligging ten opzichte van de aarde.

Er zijn nog andere, veel vreemdere stelsels, wier bestanddeelen rechte lijnen beschrijven, terwijl zij eene gemeenschappelijke eigenbeweging hebben. Er zijn dus een aantal zeer verschillende oorzaken, die de dubbele sterren eene werkelijke of schijnbare beweging geven; van een stelsel van dubbele of veelvoudige sterren kunnen de bestanddeelen om hun zwaartepunt wentelen; twee of meer sterren kunnen zich samen in de ruimte bewegen onder den invloed van nog onbekende aantrekkingen van sterren; twee schijnbaar bij elkander staande sterren kunnen elk eene afzonderlijke beweging hebben, en alleen op dubbelsterren gelijken, omdat zij in dezelfde richting aan den hemel schijnen te staan ; en ten slotte moet de verplaatsing van ons zonnestelsel naar het sterrenbeeld Hercules zich aan den hemel weerspiegelen, door aan de minst verwijderde sterren eene schijnbare beweging te geven in tegengestelden zin.

Wij kennen thans ruim 800 dubbelsterren, waarvan de betrekkelijke beweging vaststaat. Er zijn er ruim 5⁰⁰i waarvan het zeker of waarschijnlijk is, dat zij rondwentelen; ruim 300 die tot de optische dubbelsterren behooren ; enkele dubbelsterren, waarvan de componenten zich in rechte lijnen bewegen; enkele drievoudige; nog andere, die drievoudig schijnen, doch die bestaan uit twee sterren, en eene derde, die toevallig in dezelfde richting gezien wordt; enz. Er zijn er 87, die sedert het jaar harer ontdekking een zÃ³Ã³ groot gedeelte van hare baan hebben afgelegd, dat die loopbaan is kunnen worden berekend en de duur der omwenteling bepaald.

Uit de hierbij gevoegde tabel zal men zien, dat die omloopstijden afwisselen tusschen 1 1 en bijna 1800 jaar. Als Ã©Ã©ne der beide

vormen, moet men ze jaren lang waarnemen. Als zij bij elkaiuler behooren, moeten zij zicli samen in de ruimte verplaatsen, en in het algemeen moeten zij om elkander heen wen te len. Was het verband slechts schijnbaar, dan zou men mettertijd bemerken, dat de twee sterren, die toevallig bij elkander stonden, niets met elkander gemeen hebben ; hare eigenbeweging zon verschillend zijn, en daardoor zouden zij na verloop van tijd voor goed van elkander gescheiden worden.

zonnen eene veel grootere massa heeft dan de andere, schijnt zij het middelpunt der beweging te zijn, evenals onze zon dat voor de aarde en de planeten schijnt, hoewel inderdaad de aarde, de planeten en de zon zelf gezamenlijk rondwentelen om haar gemeenschappelijk zwaartepunt. Wij laten thans de bedoelde tabel der 87 berekende dubbelsterren volgen.

Niets is indrukwekkender dan die bewegingen der dubbelsterren. Bij het Ã©Ã©ne stelsel heeft de beweging plaats in minder dan eene halve eeuw, zooals bij de dubbelster y van de Noordelijke Kroon, bestaande uit twee goudgele zonnen, wier periode 42 jaren bedraagt. Bij andere systemen is de omloopstijd eene eeuw, zooals bij 70/ van Ophiuchus, bestaande uit eene gele en eene rose-kleurige zon, die in 87 jaren om elkander heenwentelen. Het schitterende paar y van de Maagd bestaat uit twee gelijke zonnen, die te zamen om haar gemeenschappelijk zwaartepunt wentelen in 194 jaren. Het drievoudig stelsel van ^ van de Kreeft bestaat uit drie zonnen; de tweede draait om de eerste in 59 jaren, en de derde om de twee andere in 18 jaren.

Wij kennen eindelijk stelsels, zooals y van de Leeuw, die in 407 jaar, 61 van de Zwaan, die in 783 jaar, en ^ van de Waterman, die in 1758 jaar rondwentelen. Zoo zijn de dubbelsterren tijdwijzers aan den sterrenhemel, die het onverbiddelijke vlieden der dagen aanwijzen, en die aan de aarde de jaren en eeuwen der andere werelden doen kennen.

Men vindt bij de dubbelsterren eene groote verscheidenheid, wat de grootte en den afstand betreft van de sterren, waaruit zij bestaan ; verscheidene dubbelsterren bestaan uit twee even groote

zonnen, terwijl bij andere de gezellin zeer klein is en ons den indruk geeft van eene nog lichtgevende planeet; het is zeer waarschijnlijk, dat wij in het laatste geval met planetenstelsels te doen hebben. Zoo zou de wachter van Sirius, in 1844 ontdekt door het onderzoek van de storingen dier ster, en in 1862 door de verbeteringen in de kijkers, voor Sirius kunnen zijn, wat Jupiter voor onze zon is; het zou zelfs mogelijk kunnen zijn, dat hij verbazend groot en donker was en alleen licht gaf, omdat hij door zijne schitterende zon verlicht wordt. De meeste dubbelsterren zijn wit of geel; wij kennen er meer dan 100, waar de beide zonnen verschillende kleuren hebben, en daaronder een groot aantal, waar de tegenstelling merkwaardig is, daar de hoofdzon oranje en de tweede groen of blauw is.

Men zal zich een denkbeeld kunnen vormen van de jaarlijksche beweging, bij de stelsels met korten omloopstijd waargenomen en berekend, indien wij de fig. 295 beschouwen, waar de schijnbare beweging van de dubbelster ^ van Hercules wordt voorgesteld, zooals zij zich aan ons voordoet; het is die dubbelster met korten omloopstijd, wier beweging het nauwkeurigst bepaald is. Indien wij de binnenste ster als punt van vergelijking aannemen, dan kan men de plaats van de tweede bepalen, door het noorden bij 0Â°, het oosten bij 90⁰ aan te nemen, enz. Met ziet dan, dat in 1838 de tweede ster van dit stelsel ten zuiden van de hoofdster stond; volgt men haren loop, dan ziet men, dat zij in 1851 door het oosten gegaan is, in 1862 door het noorden, in 1865 door het westen en in 1872 door het zuiden; thans ligt zij op ongeveer 340Â°. Sedert zij in 1782 door Herschel ontdekt is, heeft zij meer dan drie omwentelingen volbracht; haar omloopstijd bedraagt 35 jaar.

Wij zien die bewegingen nooit zooals zij plaats hebben, omdat de lijn uit ons oog naar de ster getrokken, niet in het vlak der baan gelegen is. Het is echter gemakkelijk, de ware baan uit de schijnbare baan af te leiden, als de helling dier lijn bekend is. Men vindt dan voor de banen alle soorten van ellipsen, van den cirkel af tot ellipsen met de grootste excentriciteit.

Hoedanig moeten de banen zijn, door de planeten dier vreemde zonnestelsels beschreven ? Draaien die onbekende planeten om de twee zonnen te gelijk, zoodat zij tot brandpunt hebben het gemeenschappelijk zwaartepunt dier beide zonnen, of heeft elk der zonnen haar eigen planetenstelsel? Wij durven hier niet te beslissen.

het onze bestaat, kunnen wij uit het onze de inrichting van de andere vermoeden. Reeds overtreft in ons zonnestelsel Ã©Ã©ne planeet alle overige in volume en zeker ook in inwendige warmte, en vormt zij het middelpunt van een kleiner stelsel van werelden, die zij met zich mede-voert in haren elfjarigen omloop om de zon. Onderstellen wij, dat Jupiter, waarvan wij weten, dat zij 1279 maal grooter is dan de aarde, een nog grooter volume heeft en een blauw eigen licht uitstraalt; dan verandert reeds die onderstelling alleen ons zonnestelsel in dien zin,

dat zij drie soorten van werelden schept; 1⁰ vijf werelden (de wachters van Jupiter), waarvan de Ã©Ã©ne grooter is dan Mercurius, verlicht en beheerscht door eene blauwe zon, en tegelijkertijd het licht ontvangende van de groote zon; 2⁰ drie groote werelden, Saturnus, Uranus en Neptunus, wentelend om eene dubbele zon, waarvan de

Ã©Ã©ne wit en de andere blauw is; 3⁰ vier bollen van middelmatige grootte, Mars, de aarde, Venus en Mercurius, om de witte zon wentelend, maar op sommige tijdstippen des nachts door eene tweede blauwe zon verlicht. Denken wij ons nu daarbij de zon zelf, rood licht gevende, dan hebben wij Ã©Ã©n der meest verspreide typen onder de dubbelsterren met complementaire kleuren. Trachten wij ons thans rekenschap te geven van wat wij op aarde na elkander zouden zien.

Een tijd lang is er nergens op aarde nacht; terwijl de roode zon de Ã©Ã©ne zijde der aarde verlicht, verlicht de blauwe zon de andere zijde; het is roode dag op Ã©Ã©n halfrond en Ã³lamue dag op het andere, terwijl alle meridianen na elkander in 24 uren die twee soorten van dag passeeren, zoodat er overal een deel van het etmaal roode dag, het overige deel hlauive dag is.

Maar de blauwe zon staat niet stil in de ruimte, doch beweegt zich langzaam om de roode zon. Weldra komt zij op vÃ³Ã³rdat de eerste onder is, en komt zij boven den horizon vÃ³Ã³rdat de hemelsche robijn uitgedoofd is. Dan volgt de blauwe dag; maar daar de blauwe zon ondergaat vÃ³Ã³rdat de andere boven den horizon is, heeft men eenige oogenblikken nacht met twee schemeringen; eene roode ochtendschemering in het oosten, eene blauwe avondschemering in het westen. De duur van dien nacht neemt van dag tot dag toe, maar ook die van den dubbelen dag, verlicht door beide zonnen gelijktijdig. Eindelijk, op het tijdstip, waarop Jupiter in conjunctie is, nadert de blauwe zon de roode, en is er niet meer roode of blauiue dag, maar een dubbele dag, gevolgd door eenen stikdonkeren nacht. Het licht van den dubbelen dag bestaat uit de vereeniging der kleuren van beide zonnen; het is violet, maar zou volkomen wit zijn, als de kleuren volkomen complementair waren. Medegevoerd door hare eigenbeweging, komt de blauwe zon ten westen van de andere, en veroorzaakt zij blauwe ochtenden, gevolgd door eenen witten of vio-letten dag, eenen rooden avond en eenen nacht, die al korter en korter wordt, totdat de blauwe zon in oppositie komt, zooals wij in het begin dezer beschrijving hebben aangenomen.

Bij de meeste dubbelsterren draait de kleinste om de grootste heen in eene langgerekte ellips; voor het behoud van het stelsel is het noodig, dat die kleine ster de groote niet te dicht nadere; want in dat geval zouden de planeten, indien wij aannemen, dat zij in hetzelfde vlak rondwentelen als de ster zelf, door de centrale zon kunnen worden aangetrokken op het oogenblik van haren doorgang door het

perihelium, en zouden zij hare oorspronkelijke zon verlaten tot {jroot ongerief voor hare bewoners, die reeds door de warmte zouden verstikt zijn, vÃ³Ã³rdat de astronomen onder hen het overloopen hadden kunnen waarnemen. De planeten moeten steeds dicht bij hare zon gelegen zijn, omdat deze haar moet beveiligen tegen de vijandelijke aanvallen der andere zon.

Zoo zijn er dus in ieder planetenstelsel, dat door eene dubbele zon verlicht wordt, vier gevallen mogelijk; 1⁰ een dubbele dag, door twee zonnen te gelijk verlicht; 2⁰ een enkelvoudige dag, door de Ã©Ã©ne zon verlicht; 3⁰ een enkelvoudige dag door de andere zon verlicht; 4quot; eenige uren nacht, als de twee zonnen tegelijk onder den horizon zijn.

Wij kunnen ons van den glans eener zoodanige verlichting nauwelijks een denkbeeld vormen. De kleuren, die wij van hieruit op die sterren bewonderen, kunnen ons daarvan slechts eenen Hauwen indruk geven.

Reeds komen, indien wij van onze nevelachtige streken naar de heldere tropen gaan, de kleuren der sterren beter uit, en wordt de hemel eene verzameling der schoonste edelgesteenten; hoe zou het zijn, als wij ons buiten onzen dampkring konden verplaatsen? Van de maan gezien, moeten die kleuren schitterend zijn. Antares, Â« Her-culis. Pollux, Aldebaran, Betelgeuze, Mars, schitteren als robijnen; de Poolster, Capella, Castor, Arcturus, Procyon, zijn prachtige topazen; terwijl Sirius, Wega en AltaÃ¯r diamanten zijn, die door hun schitterend licht alles verduisteren. Hoe zou het zijn, indien wij de sterren tot zÃ³Ã³ dicht konden naderen, dat wij ze als lichtende schijfjes, en niet meer als flikkerende punten zagen?

De schoonste tegenstellingen in kleur (1) vindt men bij de stelsels met langzame beweging en bij die, welke sedert hare ontdekking onbewegelijk gebleven zijn. Onze witte en eenzame zon, ons zonnestelsel met slechts Ã©Ã©n brandpunt, waarom zich de planeten in regelmatige banen voortbewegen, is niet het type der geheele schepping. De veelvoudige zonnen, die nu eens hare kleuren paren, dan weer aan den hemel afwisselen; die dikwijls geheel verschillende volumina

en massa's hebben, vervormen op de vreemdste wijze de wonderlijke banen der planeten, die zich onder haren invloed voortbewegen.

Indien de onbekende planeten dier vreemde zonnestelsels nog bovendien omgeven zijn door wachters, die het licht der zonnen naar die planeten weerkaatsen, hoe treffend moet dan de aanblik zijn van die manen, welke door verscheidene zonnen verlicht worden! De Ã©Ã©ne maan is verdeeld in deelen van verschillende kleur, de Ã©Ã©ne helft rood, de andere helft groen; eene andere vertoont alleen eene hemelsblauwe sikkel, weer eene andere is groen.

En dan de zonsverduisteringen op die planeten ! Aan hoe vreemde spelingen van het licht moeten zij niet het aanzijn schenken! Eene blauwe en eene gele zon naderen tot elkander, en kleuren de oppervlakten, door beide verlicht, groen, terwijl de oppervlakten, slechts door Ã©Ã©ne van beide verlicht, blauw en geel zijn. Daar schuift de gele zon onder de blauwe; het groen, over de aarde verspreid, verbleekt, totdat het weggestorven is, maar heeft plaats gemaakt voor het geel. Eene totale eclips, die de planeet geel kleurt! Eene ringvormige eclips doet eenen blauw ring zien, om eene gouden plaat! En als dan tijdens die gekleurde zoneclips eene zwarte maan de gele zon zelf bedekken ging, en eene zoodanige beweging had, dat zij daar nog vÃ³Ã³r bleef staan, nadat de gele zon de blauwe weder heeft vrijgelaten, dan zou de planeet weer blauw verlicht zijn! Waar zouden wij eindigen, indien wij de vleugelen onzer verbeelding vrij lieten bij het schilderen van zoodanige verschijnselen?

Zoo is dan de hemel bevolkt met werelden, rijk aan schoonheden en rijk aan leering; de duisternis en de stilte, die daar heerschten, hebben plaats gemaakt voor licht, leven en beweging; duizenden en millioenen zonnen storten in breede stroomen hare trillingen uit; de verschillende bewegingen volgen elkander op, doorkruisen elkander en vereenigen zich ter ontwikkeling van het leven; het heelal is voor onzen geest vervormd; zonnen en werelden volgen elkander op; ontzaglijke bewegingen voeren al die stelsels voort door de oneindige ruimte; â en overal, tot zelfs buiten de grenzen, waar onze vermoeide verbeelding nog hare vleugelen kan neerslaan, ontwikkelt zich de schepping, waarvan onze aarde slechts een mikro-skopisch deel uitmaakt.

De eigenbewegiiig der sterren. Verplaatsing der zonnen en der werelden door de oneindige ruimte. Seculaire gedaanteverandering van den hemel.

De denkbeelden, die wij tot nu toe omtrent de sterren en den sterrenhemel gehad hebben, moeten van nu af aan eene geheele wij-ziging ondergaan. Er zijn geene vaste sterren. Elk van die verwij derde zonnen legt onmetelijke banen af, die onze verbeelding nauwelijks bevatten kan. Niettegenstaande de billioenen kilometers, die ons van die zonnen scheiden, en die ze voor ons terugbrengen tot kleine lichtende punten (hoewel zij zoo groot zijn als onze zon, en duizenden en millioenen malen grooter dan de aarde), hebben de teleskoop, de spectroskoop en de wiskunde zich van die zonnen meester gemaakt, en haar de verklaring afgeperst, dat zij alle in beweging zijn in alle mogelijke richtingen. De hemel is niet meer onbewegelijk; de sterrenbeelden zijn voor ons niet meer het symbool van volstrekte orde en onvernietigbaarheid: de stille heldere nacht wijst ons niet langer op rust en werkeloosheid. Neen! al die brandende zonnen, bronnen van licht en warmte, die onophoudelijk de stroomen van haar onuitputtelijk licht uitgieten, en daarmede leven schenken aan de haar omringende planeten, bewegen zich door de onmetelijke ruimte heen, de stelsels, waarvan zij het zwaartepunt uitmaken, met zich medevoerend.

Die ontzaglijke bewegingen zijn van hier uit alleen zichtbaar door kleine verplaatsingen van sterren, die door onderdeelen van boog-secunden gemeten worden.

Heeft men wel eene voorstelling van de geringe waarde dier grootheid? Herinneren wij ons, dat eene secunde het zestigste deel is van eene minuut, eene minuut het zestigste deel van eenen graad, en een graad het 36o^ste deel van eenen grooten cirkel aan den hemel. De zon en de maan doen zich aan ons voor als schijven met eene middellijn van 31'; die 31' zijn i860quot;. De verplaatsing van eene ster, wier eigenbeweging 1quot; in het jaar bedraagt, is slechts van de

schijnbare middellijn der zon. Met andere woorden, de ster zou i860 jaren behoeven, om zich zÃ³Ã³veel te verplaatsen, als de schijnbare middellijn der zon bedraagt. Daar de eigenbeweging van de meeste sterren minder bedraagt dan 1quot; in het jaar, zoo ziet men, dat die sterren sedert het begin onzer tijdrekening nog niet eenen zoodanigen weg hebben afgelegd. Een zeker aantal sterren hebben snellere be-wegingen, verscheidene secunden bedragende; maar zelfs bij deze schijnen die bewegingen nog oneindig klein te zijn, hoewel zij inderdaad oneindig groot zijn. Men zou ze tegelijk mikroskopisch en tele-skopisch kunnen noemen.

Hoe groot moet de snelheid dier verplaatsing niet zijn, dat wij die van hier kunnen zien, op billioenen kilometers van die sterren verwijderd 1 Sirius heeft eene eigenbeweging van 1,32quot; in het jaar, hetgeen overeenkomt met eene snelheid van bijna 1 500 000 kilometers per dag ! In 1400 jaren verplaatst zij zich evenveel aan den hemel als de schijnbare middellijn van de zon bedraagt! Wij zijn op ongeveer 83 billioen kilometers van die ster verwijderd: de weg, dien zij in eene rechte lijn in een jaar aflegt met eene snelheid van ; 500 000 kilometers per dag, wordt bedekt door eenen draad van 1 millimeter dikte, op 150 meters van ons oog geplaatst.

De merkwaardigste ster in dit opzicht is eene kleine ster der Ã³^(le grootte, die dus met het bloote oog nauwelijks zichtbaar is, en alleen onder een nummer bekend is. Het is 1830 van den catalogus van Groombridge. Zij behoort tot de Groote Beer, heeft 11quot; 45'quot; rechte klimming en 50Â° 21' poolafstand (zij is op ons hemelplein te vinden); hare verplaatsing is jaarlijks ruim 7quot;, de grootste, die ooit is waargenomen.

Indien wij die beweging uitdrukken in de maat, die wij zoo aanstonds gebruikt hebben, dan zien wij, dat de ster 264 jaren noodig heeft, om zich aan den hemel zÃ³Ã³veel te verplaatsen als de schijnbare middellijn der zon bedraagt. Die beweging is zÃ³Ã³ snel, dat zij meer dan 80 millioen kilometers per dag bedraagt.

Die snelheid is meer dan dertig maal grooter dan die van de aarde om de zon. Deze bedraagt slechts 2 600 000 kilometers per dag. De ster is zeker meer dan 800 billioen kilometers van ons verwijderd.

Wij hebben daar dus eene ster, eene zon, verloren onder de duizenden zonnen, die het heelal bevolken, en die door de ruimte wordt meegevoerd met eene zÃ³Ã³ groote snelheid, dat zij niet minder dan 30 milliard kilometers in het jaar aflegt, en die verplaatsing van

dertig milliard kilometers kan alleen worden aangetoond door de nauwkeurigste en fijnste mikrometermetingen!

Die waargenomen snelheden zijn nog niet eens de werkelijke snelheden. Opdat dit het geval ware, moest de weg, door de waargenomen ster afgelegd, steeds van voren gezien worden, dat wil zeggen, die weg zou loodrecht moeten staan op de lijn, die ons oog met de ster vereenigt. Er is geen enkele grond, om aan te nemen, dat dit de werkelijke richting der beweging is. Wat ook de absolute weg der ster moge zijn, wij zien alleen de projectie van hare baan op den hemelbol.

Onder de sterren van de i^ste grootte, die eene groote eigenbeweging hebben, vindt men, behalve Sirius, de twee schoone sterren Procyon en Arclurus. De eigenbeweging der eerste is ongeveer dezelfde als die van Sirius, en wel 1,26quot;. Die van Arcturus is 2,28quot;.

Op de halfronden van fig. 300 en 301 zijn alle eigenbewegingen geteekend van de sterren, wier beweging volkomen zeker is; iedere ster draagt eenen pijl, die de richting der beweging aanduidt, en hare grootte in 50 000 jaren.

Onder alle verscheidenheid van eigenbewegingen der sterren, ziet men, dat zij in het algemeen eene zekere neiging hebben, om zich te verwijderen van een punt, in het sterrenbeeld Hercules gelegen, en zich te bewegen naar het tegenovergestelde punt, in het zuidelijk halfrond gelegen. Dit strekt ten bewijze, dat ons zonnestelsel zich in de ruimte voortbeweegt naar het genoemde punt van den hemel. Volgens de waarnemingen der astronomen, die zich sedert William Herschel met dit ingewikkelde onderzoek hebben beziggehouden, heeft het punt, waarheen ons zonnestelsel zich beweegt, eene rechte klimming van 280Â° en eene declinatie van 40Â° (1).

Een der merkwaardigste gevolgen van die eigenbeweging der sterren is de langzame verandering in den vorm der sterrenbeelden en de geleidelijke, doch onverbiddelijke ontwrichting van den hemel.

Let b. v. op de Groote Heer; elk der sterren uit dat sterrenbeeld heeft hare afzonderlijke beweging. Hieruit volgt, dat na verloop van eeuwen die figuur van vorm zal veranderen. Tegenwoordig doet zij ons aan de schets van eenen wagen denken, en daaraan heeft zij haren volksnaam : de Wagen, te danken. De vier sterren, die in eenen vierhoek liggen, worden als de wielen beschouwd, en de drie, die daar vÃ³Ã³rgeplaatst zijn, wijzen de plaats der paarden aan. De eigenbeweging zal die rangschikking wijzigen: het eerste paard zal naar achteren gaan, de beide andere

(1) Dit laatste resultaat is in 1889 verkregen door Boss. In 1888 vond Struve voor de rechte khmmnig 266' ruim en voor de derlinatie }- 31Â°. Men ziet hieruit, dat de riclning der bewe^inj^ noj; niet volkomen bekend is.

daarentegen naar voren. Van de twee achterwielen zal het Ã©Ã©ne naar den Ã©Ã©nen kant, het andere naar den anderen kant getrokken worden.

Men kan uit de jaarlijksche verplaatsing van elk dier sterren haren toekom-stigen stand berekenen.

Tengevolge dier eigenbeweging I veranderen de betrekkelijke af-I standen der sterren. Daar echter I die verandering slechts enkele se-I cunden in eene eeuw bedraagt, _zij_{n er} i_leei _wat eeuwen noodig, Fig. 297- â ^1)e tegenwoordige ligging van de zeven eer dat verschil met het bloote stenen van de Ã¼rootc Beer niet lt;lc richting oog zichtbaar wordt. Onze men-

onze volkeren, leven niet lang genoeg, om dat te zien. Wij hebben hier met grootheden te doen, waarbij men grootere termijnen moet kiezen. Nemen wij b. v. vijftig duizend jaren ; in dien

tijd, die in de geschiedenis der sterren nog kort genoeg is, daar onze aarde alleen reeds mi/lioenen jaren bestaat, zijn alle sterren gewij-zigd.

Fig. 298 geeft het resultaat van die berekening aan. Het blijkt, dat het sterrenbeeld ge-Fig. 298. â De Gronte Beer over vijftig duizend jaren. heel van gedaante ver

zoekt men naar een spoor van den wagen in die nieuwe figuur. De zeven sterren zullen over eene gebroken lijn verspreid liggen, a ligt rechts van /?, en rj aan het andere uiteinde van

Indien wij zien, welke groote veranderingen dat sterrenbeeld in den loop dei-eeuwen zal ondergaan, dan kunnen wij ons afvragen, welke gedaante het in vroegere eeuwen had. Daartoe behoeven wij in fig. 297 de sterren evenveel naar achteren te schuiven, als wij ze in de vorige figuur naar voren geplaatst hebben Wij krijgen dan weder eene geheel andere figuur. Voor vijftig duizend jaren hadden die sterren den vorm van een kruis (fig. 299), nog duidelijker dan het Zui-derkruis, dat thans in de nabijheid van de zuidpool des hemels staat, en dat zich zoo snel verplaatst, dat het eveneens over vijftig duizend jaren geheel ontwricht zal zijn. In Fig. 299. â De Groote lieer voor vijftig duizend jaren. dat Noorder kruis stond a links,

y rechts, /?, 5, e, in eene lijn, loodrecht daarop; 57 behoorde nog niet tot die groep. In fig. 297 kan men

zien, dat /?, y, S, e, ^ door eenen gemeenschappelijken band verbonden zijn ; vriendschappelijk gaan zij in dezelfde richting voort, en behouden zij denzelfden stand ten opzichte van elkander, terwijl Â« en gt;7 twee indringers zijn, die thans wel tot de vennootschap behooren, maar evenals zij vroeger op zich zelf stonden, ook later uit het verband zullen treden.

Indien de Groote Beer de meest bekende is onder de noordelijke sterrenbeelden, Orion is ongetwijfeld het schoonste sterrenbeeld van den zuidelijken en zelfs van den geheelen heinel. Het is niet onaardig, na te gaan, welken vorm het in toekomstige eeuwen zal hebben, en hoe zijne ligging zal zijn ten opzichte van de drie schoone sterren in zijne nabijheid : Sirius, Aldebaran en Procyon.

Fig. 302 stelt Orion voor in zijnen tegenwoordigen stand, met betrekking tot Sirius, Aldebaran en Procyon. Een pijltje, bij iedere ster geplaatst, wijst de richting harer beweging aan. Fig. 303 geeft den stand dier sterren over vijftig duizend jaren.

De fabelleer stelt ons Orion voor, de Plejaden en de Stier naloopende. Aldebaran beweegt zich thans juist naar Orion toe. JOe Drie Koningen zullen niet lang meer vereenigd blijven. (Dit zou ook wel een wonder zijn;.

De grootste verandering hebben Procyon en Sirius ondergaan; Procyon, die thans zoover van Orion alligt, zal zÃ³Ã³zeer tot Orion naderen, dat zij tot dat sterrenbeeld zal gaan behooren ; zij zal er den zuidoostelijken hoek van uitmaken, en door eene denkbeeldige lijn met Betelgeuze en Rigel verbonden, zal zij veel beter dan de ster y. het rechterbeen van den reus voorstellen. Sirius, zich minder verplaatsende dan Procyon, zal aan den voet van Orion komen en die reusachtige figuur nog langer maken. 7gt; Kleine Hond loopt achter den Gr floten Hond, maar zal dien nooit bereiken, daar deze zelf van eeuw tot eeuw wegvliedt in eene richting, die met de vorige richting eenen hoek maakt. Men ziet dus, welke standen die twaalf sterren over vijftig duizend jaren innemen, behoudens onvoorziene omstandigheden.

Fi}; 302. â liet sterrenbeeld Orion, in zijnen Fi^. 303. â Het sterrenbeeld Orion, tegemvoordiyen stand. over vijftig duizend jaren.

Wij zouden hetzelfde, wat wij thans voor de Groote Beer en Orion gedaan hebben, ook voor de overige sterrenbeelden kunnen doen. De eigenbeweging is bepaald voor bijna alle sterren, die met het bloote oog zichtbaar zijn.

Er zijn groepen, uit sterren bestaande, die, hoewel zij zeer ver van elkander verwijderd zijn, toch door eene gemeenschappelijke bestemming aan elkander verbonden zijn. De vijf sterren (/ff, y, S, e, ?) van de Groote Beer hebben ons daarvan een voorbeeld gegeven.

Zoo zijn alle sterren in beweging. Talrijke, onophoudelijk werkende oorzaken, die de betrekkelijke ligging en de helderheid van verschillende streken des hemels veranderen, en de algemeene gedaante der sterrenbeelden wijzigen, kunnen, zoo zeggen wij met von Humboldt, een nieuw karakter mededeelen aan het grootsche en schilderachtige voorkomen van den sterrenhemel. Behalve die oorzaken moeten wij nog daarbij voegen het plotselinge verschijnen van nieuwe en het verzwakken en uitdooven van eenige oude sterren. Vergeten wij ook niet de veranderingen, die de richting der aardas ondervindt onder den gezamenlijken invloed van zon en maan. De dag zal komen, waarop de schitterende sterrenbeelden van Centaurus en het Zuiderkruis op onze noordelijke breedten zichtbaar worden, terwijl andere sterren, (zooals Sirius en de draagband van Orion) niet meer boven den horizon verschijnen. De sterren y en lt;* van Cepheus en S van de Zwaan zullen achtereenvolgens dienen, om de ligging van de noordpool te herkennen; en over twaalf duizend jaren zal Wega uit de Lier, de schoonste ster, aan wie die rol ooit kan worden toebedeeld, poolster worden. Dit overzicht maakt reeds het grootsche der bewegingen duidelijk, die langzaam, onafgebroken, voortschrijden, en wier groote perioden als het ware het eeuwigloopende uurwerk van den hemel vormen. Onderstellen wij een oogenblik, dat datgene, wat slechts een droom onzer verbeelding kan zijn, verwezenlijkt wordt, dat ons gezicht, de grenzen der sterkste teleskopen overschrijdende, eene bovennatuurlijke kracht verkrijgt, en dat onze indrukken zÃ³Ã³ gewijzigd worden, dat wij de grootste tijdsgewrichten kunnen begrijpen en overzien; dan verdwijnt dadelijk die schijnbare onbewegelijkheid, die aan het hemelgewelf heerscht. Die ontelbare sterren worden in alle richtingen voortgesleept als wervelwinden van stof; de dwalende nevelvlekken worden verdicht of opgelost; de melkweg verdeelt zich op verschillende plaatsen als een onmetelijke gordel, die in stukken gescheurd wordt; overal in de hemelruimte heerscht beweging en leven, evenzeer als op onze aarde.Â»

Als het stof onzer wegen, zoo vliegen de sterren langs de wegen des hemels in dwarrelende beweging dooreen. De geest, die in

staat is, zich van het tijdsbegrip los te maken, ziet niet langer in den stillen nacht eenen levenloozen en onbewegelijken sterrenhemel, maar in de plaats daarvan duizenden brandende zonnen, in alle richtingen der onmetelijke ruimte voortgeslingerd, die door het heelal de verscheidenheid van vormen van een niet te vernietigen leven zaaien. De kennis van de eigenbeweging der sterren wijzigt onze denkbeelden over de onveranderlijkheid des hemels geheel en al. De sterren worden in alle richtingen voortgedreven door de onbegrensde eeuwige ruimte, en evenals de aarde, zoo wijzigt zich ook de hemel van eeuw tot eeuw, en ondergaat hij eeuwigdurende gedaanteverwisselingen.

Al die eigenbewegingen, afgeleid uit den stand dier sterren, wier plaats aan den hemel nauwkeurig bepaald is, zijn loodrecht op de lijn, uit ons oog naar die sterren getrokken; maar daar er geene enkele reden is, om aan te nemen, dat de sterren zich juist in die richting bewegen,

zoo is het zeker, dat de meeste der door ons getrokken lijnen slechts de projecties zijn van schuine banen. Onbewust denken wij ons alle sterren op gelijken afstand van ons oog geplaatst als heldere punten aan een gewelf; alle waargenomen bewegingen brengen wij terug tot lijnen, op een zelfde boloppervlak getrokken ; de zoo getrokken lijnen zijn dus, in al die gevallen, waar de baan der ster niet juist evenwijdig is aan het hemelgewelf, korter dan de werkelijke baan. 1' 'g- 3⁰4 St⁶'¹ eenige voorbeelden voor van de werkelijke en schijnbare banen eener ster.

Kan men weten, of eene ster juist eene baan beschrijft, evenwijdig aan het hemelgewelf, of dat zij langs eenen schuinen weg, waarvan wij alleen de projectie waarnemen, zich van de aarde verwijdert of tot haar nadert? Stellen wij, dat er eene ster gegeven

is, die zich voor ons als volkomen onbewegelijk voordoet, is het dan mogelijk na te gaan, of zij zich beweegt in de richting der lijn, van ons oog naar de ster getrokken, en zoo ja, of zij de aarde nadert of zich daarvan verwijdert?

Hij, die vroeger eene zoodanige vraag zou gesteld hebben, zou met een medelijdend schouderophalen beantwoord zijn geworden. Thans echter heeft de menschelijke wetenschap ook die verovering op de natuur gemaakt. Niet alleen kunnen wij, niettegenstaande haar gering bedrag, die verplaatsingen der sterren aan den hemel bepalen en meten, maar wij kunnen tevens meten, hoever zich de ster van ons verwijdert en tot ons nadert, zelfs al blijkt van die verplaatsing bij de astronomische waarnemingen niets, omdat zij plaats heeft volgens de lijn, uit ons oog naar de ster getrokken!

De methode, die gebruikt wordt om tot dit resultaat te geraken, staat volstrekt niet in verband met de wijze, waarop men de jaar-li jksche eigenbeweging bepaalt, zij berust uitsluitend op de beginselen van de leer van het licht en de ontleding der lichtstralen.

Indien men op een prisma eenen lichtstraal opvangt, die van eene ster afkomstig is, dan verkrijgt men, zooals wij opmerkten, een spectrum. Men kan een dergelijk spectrum verkrijgen, indien men op een ander prisma eenen lichtstraal opvangt, die door eene buis o-eo-aan is, waardoor een inductiestroom gevoerd is, en die

Indien nu de ster onbewegelijk is, dan vallen de twee spectra eenvoudig samen, zonder dat men iets bijzonders waarneemt; maar indien de ster tot ons nadert of zich van ons verwijdert, dan geelt het spectrum die beweging op eene eigenaardige wijze weer. Stellen wij, dat zij nadert.

De golflengten, die het aanzijn geven aan de verschillende kleuren, worden kleiner en de breekbaarheid van iedere kleur neemt toe. Daar iedere trilling, afkomstig van eene naderende lichtbron, in korter tijd den spectroskoop bereikt dan het geval zou zijn, als de lichtbron onbewegelijk ware, zoo is het aantal trillingen dat den spectroskoop in eenen bepaalden tijd bereikt, grooter dan het aantal trillingen, dat in dien tijd door de lichtbron wordt uitgezonden, en zal dus het licht eene kortere golflengte schijnen te hebben. Indien men dus met eenen spectroskoop twee lichtbronnen beschouwt, de Ã©Ã©ne onbewegelijk (de electrische buis), de andere bewegelijk (de

ster), die beide de zoo karakteristieke natriumstreep geven, dan zal men zien, dat in de twee op elkander geplaatste spectra de strepen van dat metaal niet samenvallen. De streep D in het spectrum der ster zal verschoven zijn ten opzichte van de streep D in de buis, en die verschuiving zal plaats hebben naar de zijde van het violet, als de ster tot de aarde nadert, en naar de zijde van het rood, als zij zich verwijdert. Die verschuiving zal niet alleen dienen, om aan te toonen, dat de ster nadert of zich verwijdert, maar ook om de snelheid der beweging te bepalen.

Die prachtige onderzoekingen zijn reeds op een groot aantal sterren toegepast. Sommige sterren verwijderen zich, andere naderen ons. Onder de sterren, die zich verwijderen, zijn er enkele, die aan het tegenovergestelde deel van den hemel liggen, als waarheen wij ons met het zonnestelsel bewegen; daartoe behooren Sirius, Procyon, Betelgeuze, Rigel. Onder de sterren, die tot ons naderen, vindt men enkele, die gelegen zijn in de nabijheid van die streek des hemels, waarheen wij ons bewegen; zooals Arcturus, Wega, Â« van de Zwaan Dit was te verwachten, maar het bewijst daarom nog niet, dat de verplaatsing der sterren naar ons toe of van ons af alleen het gevolg is van de beweging van ons zonnestelsel in de ruimte. Men heeft sterren zien naderen en zich verwijderen in alle streken van den hemel, zoowel in de richting van Hercules als in de tegenovergestelde richting. De invloed onzer eigenbeweging op de algemeene gedaante van den sterrenhemel is duidelijk; maar dit belet niet, dat ook alle overige zonnen der ruimte eene eigenbeweging en hare eigene individualiteit vertoonen.

Uit de prachtige onderzoekingen van Huggins op zijn eigen observatorium, en die van Christi, op het observatorium te Greenwich gedaan, volgt:

1 tot kilometers, geene zeer groote nauwkeurigheid kan bereiken, en dat de hier gegeven cijfers slechts voorloopige, be-naderde waarden voorstellen. Toch springt het in het oog, dat, met uitzondering van Â« Coronae, de sterren, die tot ons naderen, over het algemeen grootere snelheden hebben, dan die, welke zich verwijderen.

Die snelheden stellen natuurlijk de eigenbeweging der ster en die van ons zonnestelsel gezamenlijk voor. Hare verscheidenheid reeds toont aan, dat onze verplaatsing door de ruimte slechts een gedeelte der waargenomen verplaatsingen uitmaakt. Zoo nadert Wega ons waarschijnlijk met eene snelheid van 71 kilometers, of wel wij naderen haar met die [snelheid, of liever onze beweging zelf en die der ster bedragen te zamen I 71 kilometers in de secunde. Van den anderen kant verwijdert zich Castor van I ons vermoedelijk met eene snelheid van 45 kilometers in de secunde; of verwijderen wij ons zooveel van die ster, Ã³f wel is de som der twee verplaatsingen 45 kilometers. Het is opmerkelijk, I dat Castor en Pollux in de werkelijkheid niets van tweelingen hebben dan I den naam: de Ã©Ã©ne nadert ons, de an-I dere verwijdert zich; zij kennen elkan-

ging van iedere ster in de ruimte bepalen, door de waargenomen eigenbeweging te combineeren met de verplaatsing van de strepen van haar spectrum (1).

(1) Bij de ster Sirius b. v. onderspant hare jaarlijksche eigenbeweging eenen boog van i,3² quot;Â» hetgeen overeenkomt met eene verplaatsing van 540 millioen kilometers, gemeten op de lijn,

Ieder jaar neemt de afstand, die ons van Sirius scheidt, met 1100 millioen kilometers toe: dat is 3 000 000 kilometers per dag! En sedert de vier duizend jaren, dat men haar waarneemt,

is zij niet in helderheid verminderd! Haar licht schittert nog steeds in onvergelijkelijke schoonheid en altijd trekt zij als eene glinsterende, onveranderlijke zon onze aandacht. Die duizenden jaren waar-nemens vertegenwoordigen niettemin honderden milliarden kilometers, en het verschil tusschen den afstand van Sirius voor 4000 jaren en haren tegenwoordigen afstand bedraagt meer dan vier billioen kilometers; toch schijnt Sirius niet in helderheid te zijn verminderd en heerscht zij nog

Hoewel, zooals wij zagen, de beweging van sommige sterren door ons van ter zijde gezien wordt, zoo zijn er toch ook, wier banen wij van voren zien,

zoodat zij zich niet van ons schijnen te verwijderen en evenmin tot ons schijnen te naderen; dit is het geval met y van Orion, Â« van de Maagd en lt;* van de Arend. Andere daarentegen verplaatsen zich aan den hemel bijna niets, maar bewegen zich alleen naar ons toe of van ons af; dit geschiedt met Â« van de Zivaan,

die in eene rechte lijn tot ons nadert met eene snelheid van 64 kilometers in de secunde, 230000 kilometers in het uur, 5530000 kilometers per dag, of meer dan 2 milliard kilometers in het jaar, meer dan 200 milliard

lt;tie loodrecht staat op die, welke ons oog met de ster vereenigt In dien zelfden tijd verwijdert zij zich volgens de voorgaande tabel ongeveer 1100 millioen kilometers van de aarde. De totale verplaatsing van Sirius bedraagt dus 1225 millioen kilometers. De plaatsbepaling der ster door meridiaanwaarnemingen heeft de verplaatsing AB doen kennen; de spectraalanalyse de verplaatsing AC. De werkelijke beweging heeft plaats volgens de lijn 'AD (fig. 305).

kilometers in eene eeuw! Met die snelheid voortgaande, zou de ster ons zeker niet bereiken binnen 200 000 jaren, maar dan zou zij misschien haar licht paren met dat onzer zon; niets bewijst echter, dat die beweging in eene rechte lijn zal voortduren, en tegen dien tijd zijn wij zelf reeds lang niet meer in dat gedeelte der ruimte, waar wij ons thans bevinden.

Hiermede hebben wij de bewegingen afgehandeld, die iedere zon, ieder zonnestelsel, iedere wereld, ieder schepsel in alle mogelijke richtingen van de oneindige ruimte aflegt; bewegingen naar een doel, dat nooit bereikt zal worden; bewegingen in den oneindigen, altijd gapenden, altijd duisteren afgrond; bewegingen gedurende eene eeuwigheid zonder dagen, zonder jaren, zonder eeuwen, zonder maat.

Wat leeren ons al die grootsche bewegingen en al die verbazende afstanden omtrent het laatste en grootste probleem, dat ons nog ter oplossing overblijft; den bouw van hel heelal?

De bouw van het zichtbare heelal. De Melkweg. De nevelvlekken. De sterrenhoopen. Seculaire veranderingen. Oneindigheid en eeuwigheid.

De geleidelijke ontwikkeling onzer astronomische beschouwingen voert ons thans naar den top van het grootsche panorama en stelt ons de meest omvattende vraag, die de studie der natuur den men-schelijken geest stellen kan.

Onze zon is slechts eene ster; zij voert ons, de aarde, de maan, de planeten, de wachters en kometen, met groote snelheid mede naar een punt van de ruimte, dat wij bepaald hebben. Iedere ster is eene zon en voert de ontelbare werelden, die aan hare aantrekkingskracht gebonden zijn en zich in haar licht koesteren, met zich mede door den sterrenhemel. Wat worden wij ? Zullen wij nog eens stooten tegen eene uitgebluschte zon, die als een verloren rif op onzen weg staat? Gaan misschien alle verschillende werelden naar een zelfde punt, waar alle rijkdommen der natuur zich mettertijd zullen ophoopen? Zullen wij allen langzamerhand uitgebluscht worden zonder elkander ooit te hebben leeren kennen, en jagen al die werelden zonder doel voort door den eeuwigen afgrond? Vormen de zonnen, die ons in de onmetelijke ruimte omgeven, met onze zon Ã©Ã©n groot stelsel, evenals de planeten een stelsel vormen om onze zon, en beweegt zich onze zon ook om een aantrekkend middelpunt? Draait dat middelpunt, de spil, waarom verscheidene zonnen wentelen, zelf weer om een ander middelpunt heen? In Ã©Ã©n woord, bestaat het zichtbare heelal uit Ã©Ã©n of meer stelsels? Geene enkele openbaring onderricht de menschheid omtrent de mysteriÃ«n, die haar het meeste belang inboezemen, omtrent hare persoonlijke of gemeenschappelijke bestemming; ook hier kan alleen de wetenschap, de waarneming ons het antwoord geven.

De hierboven gestelde zoo omvattende vraag is nog ver van opgelost. Uit welk oogpunt wij de vraag beschouwen, steeds staan wij van aangezicht tot aangezicht tegenover de oneindigheid van ruimte

en tijd. De tegenwoordige aanblik van het hee'al stelt ons dadelijk voor de vraag, wat zijn verleden en zijne toekomst is, en liet ge-heele samenstel van menschelijke kennis biedt ons bij dat onderzoek slechts een flauw licht, dat nauwelijks de eerste schreden van den onbekenden en duisteren weg verlicht, waarop wij ons begeven. Toch is het probleem ten volle waard, onze aandacht te trekken, en de wetenschap heeft reeds ontdekkingen genoeg gedaan op het urebied der kennis van de wetten der natuur, om ons toe te staan, pogingen aan te wenden, om die groote geheimen te doorgronden.

Wat leert ons de waarneming van den hemel omtrent onze ware ligging in de oneindige ruimte?

Wie is het, die niet dikwijls in de kalme en rustige avonduren peinzend gestaard heeft in de doolhoven van den Melkweg, in den zachten en hemelschen schijn van dien nevelachtigen boog, die op twee tegengestelde punten van den horizon schijnt te steunen, en zich meer of minder hoog aan den hemel verheft, naar gelang van de plaats van den waarnemer en het uur van den nacht. Terwijl de Ã©Ã©ne helft zich boven den horizon vertoont, daalt de andere helft

daaronder, en indien men de aarde wegnam of doorschijnend maakte, zou men den geheelen Melkweg als eenen grooten vollen cirkel aan den hemel zien. Met de studie van die lichtstrook en hare vergelijking met het overige gedeelte van den sterrenhemel zullen wij ons aan de oplossing van het groote vraagstuk wagen.

Richten wij eenen teleskoop naar een willekeurig punt van dien nevelachtigen boog; plotseling vertoonen zich honderden, duizenden sterren in het veld van den kijker. Indien wij het instrument onbewegelijk gericht houden naar dezelfde streek, dan gaat het verwijderde heirleger der sterren langzaam langs onze oogen heen. In Ã©Ã©n kwartier zullen wij duizenden en duizenden sterren zien voorbijtrekken. William Herschel heeft op eene breedte van 50Â° in het sterrenbeeld de Zwaan 331 000 sterren geteld. Indien wij den geheelen Melkweg konden zien voorbijgaan, zouden wij er achttien millioen tellen.

Die sterren zijn met het bloote oog ieder afzonderlijk onzichtbaar; zij schijnen elkander aan te raken, en teekenen daardoor die wolkenmassa, die alle blikken, op den hemel gericht, sedert duizenden jaren hebben aanschouwd en bewonderd.

Daar wij zelf in het middelpunt van den Melkweg gelegen zijn, behoort oase zon tot de sterren van den Melkweg.

Vormt die opeenhooping van sterren werkelijk eene cirkelvormige lijn om ons heen ? Er is geene enkele reden om dit te gelooven; het voorkomen van den Melkweg zal voor ons hetzelfde zijn, of hij een ring of een plat vlak is, waarin duizenden sterren verspreid liggen. Wij moeten ons dus den Melkweg voorstellen als een vlak, waarin de sterren tot op onmetelijke afstanden opgehoopt zijn. Dat zij elkander schijnen aan te raken, is alleen het gevolg hiervan, dat zij in dezelfde richting gezien worden.

De eerste sterren van den Melkweg liggen in onze nabijheid. De zon behoort er toe; evenzoo Â« Centauri; 61 Cygni maakt er ook deel van uit; en zoo vindt men in alle richtingen in dat merkwaardige vlak, op afstanden van billioenen kilometers, duizenden sterren. Tusschen twee sterren van den Melkweg, die elkander schijnen aan te raken, is nog eene ruimte van billioenen kilometers gelegen op de lijn, welke die sterren met ons oog vereenigt. Verscheidene dier sterren zijn niet zoover van elkander verwijderd en schijnen dubbel-stelsels, drie-, vier-, tien- en honderdvoudige stelsels te vormen. Zoo aanstonds zullen wij zien, dat er stelsels zijn uit duizenden sterren bestaande.

Indien men door eenen teleskoop de sterren beschouwt, die met het bloote oog onzichtbaar zijn, dan blijkt het, dat het aantal dier sterren grooter is, naarmate men het vlak van den Melkweg nadert; het aantal sterren van de io^de tot de i6^de grootte neemt verbazend toe van de polen van den Melkweg naar dat vlak zelf. Met denzelfden kijker, waarmede men 122 sterren telt in het vlak van den Melkweg, telt men slechts 30 sterren op 15⁰ afstand van dien gordel, slechts 16 op 60⁰ en slechts 4 aan de polen van dat vlak.

bestaande uit meer dan honderd millioen zonnen, die te zamen eene lensvormige opeenhooping van sterren vormen, waarvan de middellijn acht of tien maal grooter is dan hare dikte.

Zijn de zonnen over het algemeen op gelijke afstanden van elkander gelegen, en zijn zij in grootte, licht en massa gewoonlijk dezelfde? Neen, ook daar openbaart zich de grootste verscheidenheid. Sommige vormen groepen, die bij elkander hehooren, zooals blijkt uit hare gemeenschappelijke eigenbeweging, hoewel zij zeker milliarden

kilometers van elkander verwijderd zijn; andere vormen sterren-hoopen, wier sterren misschien slechts tientallen van millioenen kilometers van elkander verwijderd zijn; sommige zijn millioenen malen

grooter dan de aarde; andere kunnen afdalen tot de grootte van Jupiter en Saturnus. Waarschijnlijk zijn er geene geheel op zich zelf

staande zonnen. Onze zon, die ons voorkomt op zich zelf te staan, ondervindt zonder twijfel de aantrekkende werking harer naburen, waarmede zij zich misschien wel gezamenlijk naar eenzelfde doel voortbeweegt.

Men kent aan den hemel meer dan duizend sterrenhoopen en meer dan vier duizend onoplosbare nevelvlekken. De eerste bestaan uit bij elkander behoorende sterren; de tweede kunnen in twee klassen verdeeld worden: 1Â° de nevelvlekken, die mettertijd, als de verbeteringen in de kijkers het toelaten, in sterren ontbonden zullen worden, of die in ieder geval uit sterren bestaan, hoewel haar afstand te groot is, om die te onderscheiden; 2Â° de nevelvlekken in den eigenlijken zin van het woord, waarvan de spectraalanalyse ons

geleerd heeft, dat zij uit gassen bestaan. Belangrijk is het, dat de sterrenhoopen, evenals de teleskopische sterren, veel talrijker voorkomen in het vlak van den Melkweg, terwijl bij de nevelvlekken der 2^lt;le klasse juist het omgekeerde het geval is; deze zijn zeer dun bezaaid in het vlak van den Melkweg en zeer talrijk ten noorden en ten zuiden van dien gordel. Dit is een feit van zeer groote be-teekenis; het is, alsof de nevelvlekken de stof hebben tot zich ge-genomen, die voor de vorming der sterren noodig was. juist daar, waar de meeste nevelvlekken gevonden worden, vindt rnen de minste sterren, en omgekeerd. Dit was reeds door William Herschel op-

gemerkt; als hij met het oog voor den teleskoop de sterren in aantal zag afnemen, placht hij tot zijnen secretaris te zeggen: Â«Houd u gereed om te noteeren, de nevelvlekken komen aan.gt;

De sterrenhoopen vertoonen de meest mogelijke verscheidenheid, wat het aantal sterren betreft, waaruit zij bestaan. Er zijn er, die slechts uit enkele sterren bestaan; andere vormen eene vereeniging van enkele tientallen van sterren; nog andere bestaan uit verscheidene honderden of duizenden. Onder de met het bloote oog zichtbare sterrenhoopen geven wij als eerste voorbeeld de J'/ejaden. Waarnemers, niet met een scherp gezicht begaafd, zien aan dat deel des hemels niets dan eenen nevelachtigen en onduidelijken hoop; waarnemers met een iets scherper gezicht onderscheiden zes sterren : A/cyone, van de

3'ie grootte, Jilecira en Atlas van de 4^(,e grootte, Merope, Mdia en Tnygeta van de 5^lle grootte; waarnemers met een scherp gezicht zien nog eene zevende, P/Ã©ioni\ van de 6'^le grootte ; terwijl zij, die een bijzonder scherp gezicht hebben, ook Asierope onderscheiden, van de 7^lt;le grootte; er zijn er, die kunnen zien, dat Asterope eene dubbelster is, en die ook Coeleno onderscheiden; tot de groote zeldzaamheden behooren zij, die nog drie sterren meer met het bloote oog onderscheiden. PleÃ¯one schijnt in helderheid te zijn verminderd.

Die sterrenhoop, zoo weinig aanzienlijk als hij is, met het bloote oog gezien, wordt schitterend, als men hem waarneemt zelts met eenen kijker van gering vermogen : men meent lichtende diamanten op den zwarten achtergrond van den hemel te zien; hoe zwakker het

ooggl^ is, hoe kleiner de vergrooting en hoe grooter en helderder dus het gezichtsveld, des te grootscher is de indruk, dien men ondervindt. Men ziet daar zonnen, zooals de onze. ongetwijfeld omgeven door bewoonde planeten, waar de nachtelijke hemel even zwart scliijnt, als van hier gezien, en die zich bewegen te midden van eene opeen-hooping van bijna zeshonderd zonnen, die op groote afstanden van elkander verwijderd zijn. Door eenen zeer krachtigen kijker onderscheidt men op sommige plaatsen van dien prachtigen sterrenhoop eene nevelvlek; reeds is de juiste plaats en de grootte van iedere ster bepaald, zoodat men over enkele eeuwen zal kunnen nagaan, of in die verwijderde schepping merkbare veranderingen hebben plaats gegrepen.

Aldebaran; de sterrenhoop in de Kreeft; de sterrenhoop in de Iwec-lingen, die in Perseus (fig. 310), in de Jacht/wnden, in Her mies, vertoonen ons ophoopingen van zonnen in verschillende streken van den hemel. Maar dit alles is slechts een voorspel van wat de tele-skoop ons Iaat zien. De sterrenhoopen van Centaurus of van Tucan bestaan uit verscheidene duizenden zonnen. Het licht heeft misschien wel tien- of vijftien duizend jaar noodig, om ons van daar te bereiken. In het Zuiderkruis vindt men eenen prachtigen sterrenhoop, bestaande uit 11 o sterren van de 7^t,e of nog geringere grootte, waarvan de helderste de schitterendste kleuren vertoonen.

De meeste sterrenhoopen liggen dus zÃ³Ã³ver van ons af, dat de grootste teleskopen ze ons nog slechts als een fijn stof van sterren

doen zien. Â«Hun afstandquot;, zegt Newcomb, Â»ligt niet alleen voorbij de grenzen, waarop het mogelijk is, dien te meten, maar zelfs buiten de grenzen, waarop wij dien schatten kunnen. Hoe klein zij ons ook toeschijnen, niets belet ons, om in ieder van die punten eene zon te zien, middelpunt van een planetenstelsel, dat met het onze overeenkomt, en waarvan iedere planeet bewoond kan wezen. Wij kunnen ze beschouwen als kleine, op zich zelf staande koloniÃ«n op de grenzen der schepping. Thans komt het ons voor, dat de bewoners dier werelden, met het oog op hunnen betrekkelijk zoo geringen onderlin-

gen afstand, elkander kunnen zien en kennen. Maar indien wij op Ã©Ã©nen dier verwijderde sterrenhoopen werden overgebracht, en op eene planeet afstapten, die om Ã©Ã©ne harer zonnen wentelde, dan zouden wij, in plaats van in onze onmiddellijke nabijheid zonnen te vinden, niets anders om ons heen hebben, dan een hemelgewelf met sterren, zooals wij dat op aarde zien; alleen missel ien iets helderder, omdat men er een groot aantal sterren zou waarnemen, schitterender dan Sirius.quot;

vorm, waarop de aantrekkingskracht haren onuitwischbaren stempel schijnt gedrukt te hebben. Onze geest, gewoon aan orde in het heelal, verlangend naar harmonie, in het wezen der schepping, gevoelt zich bevredigd door die ophoopingen van zonnen, die in haar sreheel eene gedaante vertoonen, die tot den bolvorm nadert. Vreem-

der en wonderlijker zijn de spiraalvormige sterrenhoopen; daartoe behoort in de eerste plaats de schitterende nevelvlek in het sterrenbeeld de yachthonden, in de nabijheid van de ster gt;7 van de Groote Beer, op 3⁰ ten zuidwesten (fig. 313); Lord Rosse heeft met zijnen reuzenteleskoop die vreemde gedaante aan het licht gebracht. De stoutste verbeelding raakt in verwarring bij het aanschouwen van zulk een grootsch schouwspel. Indien wij mogen aannemen, dat de nevelvlek in sterren kan worden opgelost, dan kunnen wij zelfs in onzen geest de myriaden zonnen niet tellen, wier gezamenlijk licht die vreemdsoortige nevelfranje voortbrengt.

Zoo treden wij de geheimzinnige wereld der nevelvlekken binnen. Sedert het tijdstip, waarop William Herschel het denkbeeld heeft uitgesproken, dat de nevelvlekken de oorspronkelijke kosmische stof zijn, waaruit de thans bestaande sterren zijn gevormd, en dat wij, door die nevelvlekken te bestudeeren, de ontwikkelingsgeschiedenis der zonnen en planeten leeren kennen ; vooral sedert den tijd, dat de spectraalanalyse ons veroorlooft, de scheikundige samenstelling dier lichamen te bestudeeren, is de belangstelling, die zij den astronoom en den wijsgeer inboezemen, verhonderdvoudigd. Indien gij in eenen helderen en doorschijnenden Decembernacht des middernachts uwen blik richt naar het punt van den hemel, onder den draagband van Orion gelegen, dan zult gij reeds met het bloote oog het nevelachtige licht kunnen vermoeden, dat over dat sterrenbeeld wordt uitgegoten. Door eenen zwak vergrootenden kijker zult gij dan de schoone zesvoudige ster Orionis bemerken, omgeven door de vreemdsoor-tigste onder de nevelvlekken (fig. 314). Welnu! wij hebben hier geene opeenhooping van zonnen meer; het is eene lichtende, eenigs-zins groene massa; de spectroskoop leert ons in haar spectrum drie heldere scherp begrensde strepen kennen, door donkere tusschenruim-ten gescheiden. Hen zoodanig spectrum kan alleen worden voortgebracht door eene stof in gasvormigen toestand. Wat is dat kosmische gas ? Zijn spectrum doet ons aan stikstof denken; het is waarschijnlijk, dat stikstof de overhand heeft in die schepping, of wel eene nog meer elementaire stof, die de wetenschap onlangs heeft ontdekt [Argon).

Die groote nevelvlek, de schoonste van den hemel, beslaat eene veel grootere ruimte dan ons geheele zonnestelsel.

Onder de nevelvlekken van onregelmatige gedaante moeten wij ook die uit het Schild van SoÃ³iesky noemen, wonderlijke schepping, waaruit een groot aantal zonnen schijnen te voorschijn te treden.

Wij vermelden nog ten slotte de ronde nevelvlek in de Groote Heer, die in het sterrenbeeld de Draak en die in de Leeuw.

Het voorkomen en de scheikundige ontleding der nevelvlekken heeft weder de theorie eener kosmische stof, die oorspronkelijk over de ruimte verspreid was, in eere hersteld. Eene eerste verdichting van die verspreide stof brengt dampwolken voort of gewone nevelvlekken. Door eene verdere verdichting vormen zich in die nevels Ã©Ã©ne of meer kernen. Die kernen, welke de omringende stof aan-

trekken, worden hoe langer hoe grooter, en worden sterren, die daarna door hare onderlinge aantrekking tot elkander naderen en

zich in sterrenhoopen groepeeren. Wij zien dus nevelvlekken in verschillende perioden harer ontwikkeling. Om in de gassen die scherpe en duidelijke strepen te verkrijgen, die ons door de spectraalanalyse geopenbaard zijn, is eene gewone verbranding, gepaard aan eene geringe warmteontwikkeling, niet voldoende, maar wordt eene zeer hooge temperatuur vereischt, zooals die van het koolspitsenlicht. Wij mogen daaruit besluiten, dat de stoffen, waaruit de nevelvlekken bestaan, in sterke gloeiing verkeeren, en eene temperatuur bezitten, die minstens zoo hoog is, als die, welke wij kunnen bereiken. De achtergrond van het heelal, die zich gewoonlijk aan onzen geest voordoet als de zetel eener stilte, gelijk aan die des doods, is dus integendeel in eenen toestand van beweging en werkzaamheid, zÃ³Ã³ heftig, als wij die ons nauwelijks kunnen voorstellen. Zoo worden de zonnen gevormd, die later, als zij genoeg verdicht en afgekoeld zullen zijn, een zeker aantal planeten den weg zullen voorschrijven en verlichten. De planetarische nevelvlekken schijnen lichamen te zijn, die reeds zeer ver op dien weg gevorderd zijn. Wij kennen een hemellichaam, waarvan de rechte klimming 19quot; 40quot;' en de declinatie 50Â° 6' bedraagt, dat door eenen nevelachtigen dampkring omgeven is; het vertoont twee spectra te gelijk, en schijnt op eenen tusschen-vorm tusschen de nevelvlekken en de vaste sterren te wijzen.

Verscheidene nevelvlekken vertoonen vormen, die overeenkomen met de gedaanteveranderingen, die wij bestudeerd hebben in ons hoofdstuk over den oorsprong en het vergaan der werelden (Boek I, hoofdstuk VII). Wij hebben toen (blz. 90) onder andere drie tee-keningen gegeven, die de verschillende phasen van verdichting, van wenteling en van het loslaten van ringen aantoonen, waardoor alle zonnen en planeten waarschijnlijk heengegaan zijn. Het spectrum dier nevelvlekken wijst in de eerste plaats op de aanwezigheid van stikstof en waterstof.

Die geheimzinnige gestalten, die stemmen van het verledene en profetieÃ«n der toekomst, openen voor onze gedachten een nieuw vergezicht in de oneindige ruimte; de eersten, die de nevelvlekken door middel van teleskopen waarnamen, noemden ze openingen in het hemelgewelf, die ons de gelegenheid geven, om tot aan het licht van het paradijs door te dringen. De typen, die wij behandeld hebben, geven ons nog slechts een onvolledig overzicht van hare verscheiden-

held. Wij moeten nog daarbij voegen de lensvormige en de elliptische nevelvlekken, de doorboorde nevelvlekken, de stralende nevelvlekken; de groote Kaapwolkeu op 20Â° van de zuidpool, die 291 nevelvlekken, 46 sterrenhoopen en 582 sterren bevatten en 42quot; van den hemel bedekken; de kleine Wolk, die 1 o vierkante graden van den hemel beslaat, en 200 sterren, 37 nevelvlekken en 7 sterrenhoopen bevat; en niet ver daarvan af de Kolenzakken, streken geheel zonder sterren, gapende openingen in het heelal; en ten slotte de bleekste nevelvlekken, in de diepten der hemelen verloren, wier licht naar de berekening van Herschel twee millioen jaren zou noodig hebben, om ons te bereiken. Indien die berekening juist is, dan moet haar afstand bijna 20 tri/Hoen, dat is 20 GOO OOG OOG OGO OGO GGO kilometers bedragen!

Sommige nevelvlekken zijn in minder dan Ã©Ã©ne eeuw merkbaar in vorm en helderheid veranderd. EÃ©n der meest merkwaardige voorbeelden heeft zich voorgedaan bij de nevelvlek, in 1852 door Hind in het sterrenbeeld de Stier ontdekt. Chacornac, die haar op de sterrenwacht te Parijs in 1854 had waargenomen, was ten hoogste verbaasd, toen hij haar in 1858 en 1862 niet terugvond. Toch werd zij in 1865 en 1866 op nieuw door d'Arrest gemakkelijk waargenomen; en thans is zij zÃ³Ã³ totaal verdwenen, dat zij zelfs met de sterkst vergrootende kijkers totaal onzichtbaar is. Kene ster, die daar dicht bij gelegen is, heeft dezelfde veranderingen ondergaan. Wat kan de oorzaak zijn van eene zoodanige verandering? Die nevelvlek is zeker zoo groot als ons geheele zonnestelsel. Schitterde zij alleen door het licht, teruggekaatst van de zon, die in hare nabijheid staat, en is die zon misschien veranderlijk? Of draait soms eene groote ondoorschijnende wolk om die nevelvlek heen en bedekt zij haar voor ons opgezette tijden?... Alles raadselen.

Dit is niet het eenige geval van die soort. Eene andere nevelvlek, in de Walvisc/i gelegen, is door de beide Herschels en Lord Rosse waargenomen, daarna is zij in 1861 geheel onzichtbaar geworden door eenen kijker, die veel sterker was dan die, waarmede zij nog vijf jaren te voren duidelijk gezien was. Men nam haar in 1863 en 1864 weer waar; maar zij verdween weer in 1865. Men heeft haar in 1868 teruggezien, en in 1877 heeft Winnecke haar weer zonder moeite te Straatsburg kunnen waarnemen. Zou dit eene veranderlijke, periodieke nevelvlek zijn ?

Eene andere nevelvlek, in de Draak gelegen, voor het eerst door Tuttle in 1859 waargenomen, was in 1862 zeer helder, minder helder in 1863, en werd zelfs niet meer gezien met den kometenzoeker, waarmede zij in 1862 uitstekend zichtbaar was.

Niet minder opmerkelijk is het volgende: eene nevelvlek in de Schorpioen, (nquot; 80 van den catalogus van Messier), is tusschen den 9^den Mei en den io^llen Juni 1860 in eene ster overgegaan, en is toen weder nevelvlek geworden. Drie verschillende waarnemers, Pogson. Luther en Auwers hebben de verandering duidelijk waargenomen.

De waarnemingen en de teekeningen van de zonderlinge nevelvlek, die de veranderlijke ster ^ van het Schip Argo omgeeft; van de nevelvlek in Orion, die van tijd tot tijd in beroering schijnt als de oppervlakte eener zee, en van de nevelvlek in het Schild van SoÃ³iesky, wier vorm, door sir John Herschel in 1833 geteekend, aan de Grieksche letter LI doet denken, ^terwijl onze figuur 315

door Lassell in 1862 geteekend, een geheel ander beeld geeft, schijnen ook in die ver verwijderde scheppingen op belangrijke veranderingen te wijzen. Maar die veranderingen staan niet zoo vast als de vorige.

Wij hebben veranderlijke nevelvlekken leeren kennen; spreken wij thans over de dubbele nevelvlekken. Die gasvormige kosmische massa's zijn ongetwijfeld de oorspronkelijke stof, de allereerste wording der dubbelsterren, waarvan wij vroeger gesproken hebben. Wij wonen daar nieuwe scheppingen bij; maar, zooals wij reeds opmerkten, het licht, die anders zoo vlugge bode, brengt ons eerst laat tijding van de nevelvlekken, zoodat zij thans misschien reeds lang tot zon-

nen en planeten verdicht zijn. Reeds vertoonen enkele dubbele nevelvlekken sporen van eene langzame beweging om elkander heen, of van eene verplaatsing ten opzichte van elkander.

De nevelvlekken zijn het schemerlicht op de grenzen der schepping; zij zijn werelden in wording, en toch zijn zij ook de stemmen van het verledene, die van vervlogen eeuwen tot ons spreken. De hemel vertoont ons de wieg en het graf; hier begint het organische leven; daar is de menschheid op het toppunt van bloei gekomen en meet zij de oneindige ruimte; ginds wordt de menschheid verteerd door het hemelsche vuur of slaapt zij den doodslaap in het eeuwige ijs; ziedaar de geschiedenis des hemels, de ware algemeene geschiedenis.

Aan het einddoel van onze reis gekomen, kunnen wij thans eene poging wagen, om ons den bouw van het heelal in zijn geheel voor te stellen.

In de oneindige ruimte zijn de sterren in verschillende groepen aan den oceaan des hemels gezaaid, als de eilanden in eenen archipel. ()m van de Ã©Ã©ne ster naar eene nabijzijnde ster te komen, in denzelfden archipel gelegen, behoeft het licht jaren; om van den Ã©Ã©nen archipel naar den anderen te komen, heeft het duizenden van jaren noodig. Elk dier sterren is eene zon, op de onze gelijkende, en ten minste voor het meerendeel omgeven door werelden, die om haar heen wentelen en zich in haar licht koesteren; elk dier planeten bezit vroeg of laat levende organismen, in overeenstemming met hare levensvoorwaarden, en dient gedurende eeuwen â¦â ot verblijfplaats aan eene menigte levende wezens van verschillende soort ....

Moeten wij het geheele zichtbare heelal, het zonnestelsel, de enkele sterren, de dubbele en veelvoudige sterren, de sterrenhoopen, de nevelvlekken, beschouwen als te behooren tot Ã©Ã©n groot sterrenstelsel, bestaande uit eene reeks gedeeltelijke stelsels? Uit de beweging der planeten om de zon, meende Kant op het einde der vorige eeuw te moeten afleiden, dat de geheele sterrenhemel naar datzelfde plan gebouwd moest zijn, en dat iedere ster eene gesloten baan in de ruimte moet doorloopen. De juistheid dezer opvatting kan alleen uit de waarneming blijken; William Herschel en William Struve togen aan het werk en het resultaat van hunne waarnemingen was in strijd met die leer. Geene enkele ster heeft genoeg overwicht, om als centrale zon te kunnen dienen, en als die centrale zon duister was (hetgeen moeilijk is aan te nemen), dan moesten zich

de bewegingen der sterren om die hoofdster openbaren door eene zekere regelmatigheid in de eigenbewegingen. Dit is in het algemeen niet het geval, indien wij de beweging van enkele merkwaardige sterren in bijzonderheden nagaan, dan vinden wij, dat de onderstelling van die regelmatige banen de onwaarschijnlijkste van alle is.

Indien de sterren geene eigenbeweging hadden, dan zouden zij eindelijk na verloop van tijd naar een gemeenschappelijk middelpunt vallen, en zouden zij zich tot Ã©Ã©n lichaam vereenigen; dit zou echter den totalen ondergang van het geheele heelal ten gevolge hebben. Maar de eigenbeweging der sterren is oorzaak, dat een dergelijke ondergang niet kan plaats vinden; iedere ster heeft in die eigenbeweging voldoende arbeidsvermogen, om niet lijdelijk te gehoorzamen aan de aantrekking harer naburen. Indien eene ster dus naar een aantrekkend middelpunt valt, dan zal de snelheid, die zij heeft, haar telkens eene nieuwe richting doen inslaan, zoodat zij zich door de oneindige ruimte voortbeweegt, zonder dat men eene botsing kan voorzien.

Voegen wij hierbij, dat er rondom ons zichtbare heelal eene onmetelijke, ledige en verlaten ruimte kan bestaan, voorbij welke op duizelingwekkende afstanden andere hemelstelsels kunnen liggen .....En zoo vervolgens.

Ja, het zichtbare heelal met zijne honderd millioenen zonnen is slechts een oneindig klein gedeelte van het geheele heelal, van de oneindige ruimte; het is een dorp in eene provincie en nog minder; en ook de millioenen jaren of millioenen eeuwen, waarin wij de geleidelijke ontwikkeling der nevelvlekken, zonnen en werelden trachten uit te drukken, stellen slechts een vluchtig oogenblik voor in den duur der eeuwigheid. Indien wij die grootheden trachten te bevatten, dan kunnen wij slechts erkennen, dat het veld onzer waarneming beperkt is, en dan worden wij doordrongen van het bewustzijn, dat het heelal onvergelijkelijk veel uitgebreider en schitterender is, dan alles wat de wetenschap ons openbaart en onze stoutste verbeelding zich kan droomen.

Indien al die zonnen werkelijk vast en onbewegelijk, onwrikbaar en onveranderlijk waren, ieder heerscheres in haar onvergankelijk rijk, dan zou de aanblik van het heelal even indrukwekkend en grootsch, maar zeker minder levend zijn. De geest weet de leven-looze stof te bezielen. Al die sterren, groot als onze zon, op onme-metelijke afstanden van ons verwijderd, en tot in de oneindige diepten

der hemelen op elkander volgend, zijn in voortdurende beweging. Niets in het heelal staat stil; geen enkel atoom is in volkomen rust. De verplaatsingen der zonnen in de ruimte zijn voor ons oog onmerkbaar, omdat zij op te groote afstanden plaats hebben; maar toch zijn zij sneller dan eenige snelheid, op aarde waargenomen. Voor hem. die de begrippen tijd en ruimte zou kunnen ter zijde stellen, is de hemel een mierennest, bestaande uit sterren, die in alle richtingen der oneindige ruimte dooreen krioelen. De ster, die onze zon uitmaakt, komt uit liet sterrenbeeld dc Duif en voert ons naar Hercules met eene duizelingwekkende vaart, en dag aan dag, jaar aan jaar, eeuw aan eeuw, voert zij ons mede door de geopende poorten der oneindige ruimte.

Indien men na eene welvolbrachte reis in het vaderland is teruggekeerd, en rijk aan nieuwe indrukken en levenskracht, weder zijne gewone bezigheden hervat heeft, dan heeft men behoefte, zich de verschillende reisindrukken weder voor den geest te halen en in gedachten den tocht te herhalen, waar men zooveel geleerd en genoten heeft. Zoo zullen ook wij nog eens snel den doorloopen weg voor onzen geest doen voorbijgaan.

Wij zijn op de aarde, eenen drijvenden, draaienden kogel, den speelbal van meer dan tien verschillende bewegingen; maar wij zelf zijn zÃ³Ã³ klein en zÃ³Ã³ ver verwijderd van het overige gedeelte der wereld, dat alles ons onbewegelijk en onveranderlijk voorkomt. Maar zie, daar breidt de nacht zijne vleugelen uit, de lichten des hemels worden ontstoken, de maan giet haar zilverkleurig licht over den dampkring uit. Laat ons wegvliegen met de snelheid van het licht. â Reeds in de tweede secunde komen wij in de nabijheid der maan, die hare gapende kraters en hare woeste en onherbergzame valleien, tusschen hemelhooge bergen ingesloten, voor onzen blik ontrolt. Laat ons verder gaan. â De zon wordt zichtbaar en staat ons toe, nog eenen laatsten blik te werpen op de verlichte aarde. Venus nadert, eene nieuwe wereld, op de onze gelijkende, bevolkt door wezens in snelle en onstuimige beweging. Wij vliegen verder. ââ Wij gaan de zon dicht genoeg voorbij om hare ontzaglijke uitbarstingen te zien, doch houden niet op. â 1 )aar zien wij de planeet Mars met hare zeeÃ«n, hare golven, hare oevers, hare eigenaardige kanalen, hare volkeren, hare vreemde steden, hare drukke en werkzame bevolking. De tijd dringt: geen rust. â Daar

nadert de planeet Jupiter, duizend maal grooter dan de aarde. Hoe snel vlieden hare dagen! wat stormen, vulkanen, cyclonen in haren onmetelijken dampkring! wat vreemde dieren in hare wateren! de mensch is daar nog niet geboren. Altijd voorwaarts. â Die wereld, even vlug als Jupiter, omkranst met eene vreemde lichtkroon, het is de fantastische planeet Saturnus, door acht manen omgeven; wonderlijke wezens bevolken haar. Niet getoefd. â Uranus, Nep-tunus, zijn de laatste planeten, die wij op onze reis ontmoeten. Maar vooruit. â Bleek, met hangende haren, langzaam en afgemat, kruipt de komeet in de duisternis van haar aphelium langs ons heen; nog steeds kunnen wij de zon onderscheiden als eene schitterende ster aan het hemelgewelf. Vier uren waren voldoende bij de snelheid van 300 000 kilometers in de secunde, om ons tot naar Neptunus te verplaatsen; maar reeds verscheidene dagen vliegen wij voorwaarts langs de aphelia der kometen, en weken, maanden, vervolgen wij onze reis door de eenzaamheid, die het zonnestelsel omringt, zonder iets anders te ontmoeten, dan de kometen, die als nomaden van het eene stelsel naar het andere trekken, en de vallende sterren, de vuurbollen, die brokstukken van verwoeste werelden, uit het boek des levens geschrapt.

Nog rusten wij niet, vier jaren en zes maanden moeten wij voort-vliegen, vÃ³Ã³rdat wij de meest naÃ¶ijzijnde zon bereikt hebben, telkens grooter wordenden vuurhaard, dubbele zon, die zich in regelmaat voortbeweegt, en die meer licht en warmte om zich verspreidt dan onze eigen zon. Maar nog nemen wij geen rust; nog tien, twintig, honderd, duizend jaren vervolgen wij onzen weg met de snelheid van 300 000 kilometers in de secunde! Ja, duizend jaren, zonder rust of oponthoud, vliegen wij langs die veelvoudige stelsels heen, langs de nieuwe zonnen van alle grootte, machtige en vruchtbare brandpunten, sterren, wier licht wordt aangestoken en uitgebluscht; langs die ontelbare planeten, bevolkt met vreemdsoortige wezens van verschillende vormen en eigenschappen; langs die veelkleurige wachters en al die andere onbekende werelden; laat ons de volkeren waarnemen, die daar wonen ; laat ons hunne werken en hunne geschiedenis bespieden, hunne zeden, hartstochten en denkbeelden raden; maar zonder te toeven! Nog duizend jaren meer vervolgen wij onze reis in eene rechte lijn; wij doorklieven de sterrenhoopen, die verwijderde stelsels, de vlammende nevelvlekken, den Melkweg, die in flarden gescheurd wordt, die ontzaglijke zonnen in wording;

laat ons niet verbaasd zijn, indien zonnen met bliksemsnelheid tot ons naderen, of wij de sterren zien nederstorten als vuurtranen, die in den eeuwigen afgrond nederdalen; wij wonen het ineenstorten van bollen, de vernietiging en de geboorte van werelden bij; wij volgen den val van stelsels naar de sterrenbeelden, die ze roepen. Voort, altijd voort! Nog duizend, nog tien duizend, nog honderd duizend jaren voort: zonder vertraging, zonder oponthoud altijd recht vooruit met eene snelheid van 300 000 kilometers in de secunde. Stellen wij ons voor, dat wij zoo millioenen jaren voortvliegen. Zijn wij aan de grenzen van het zichtbare heelal gekomen? Ziehier zwarte, onpeilbare afgronden, die wij moeten overspringen. Maar ginds worden weder nieuwe sterren aan den donkeren achtergrond ontstoken. Vooruit, daarheen gaat onze reis â wij hebben ook deze bereikt. Weer een millioen jaren : nieuwe openbaringen, nieuwe sterrenpracht! nieuwe stelsels, nieuwe zonnen, nieuwe werelden, nieuwe wezens.. . ! Is het einde dan nooit bereikt? Is er dan geen hemel, die ons tegenhoudt? altijd de eeuwige ruimte! Waar zijn wij? welken weg hebben wij doorloopen ? . . . Wij zijn . . . nog steeds . . . in het voorportaal der oneindige ruimte I. . . Wij zijn geenen enkelen stap gevorderd! Wij zijn nog altijd in hetzelfde punt 1 Het middelpunt van den hemel is overal, de omtrek nergens ... Ja, de oneindige ruimte ligt vÃ³Ã³r ons, waarvan wij nog niets weten . . . Wij hebben niets gezien, wij wijken van schrik achteruit, wij keeren verplet terug, niet meer in staat, den nutteloozen tocht voort te zetten. Welnu, ook nu vliegen wij weer in eene rechte lijn door den gapenden afgrond voort, en vallen eeuwig en altijd voort: nooit bereiken wij den bodem, evenmin als wij den top bereikt hebben; wij naderen dien zelfs niet 1 Het Nadir wordt Zenith. Er is geen oosten, geen westen, geen boven, geen beneden, geen rechts, geen links. Waar wij ook het heelal peilen, in alle richtingen is het oneindig. In die oneindige ruimte vormen de stelsels van zonnen en werelden, die ons heelal uitmaken, slechts een eiland in den grooten archipel, en vergeleken met de eeuwigheid, is het leven der menschheid met hare geheele geschiedenis, het leven onzer geheele planeet, het bestaan van ons zonnestelsel, slechts de droom van Ã©Ã©n oogenblik! . . .

Helling der as. Jaargetijden. Verschil in klimaat . 37 Vierde Hoofdstuk. De tien voornaamste bewegingen der aarde. Frae-

Zesde Hoofdstuk. Bewijzen voor de dagelijksche en de jaarlijksche beweging der aarde. Het leven op de aarde ... 70 Zevende Hoofdstuk. Ontstaan der aarde. Haar levensduur. Oorsprong en

en dichtheid der maan. De zwaartekracht op de andere lichamen van het zonnestelsel. Bepaling

vulkanen en vlakten. Topographic der maan. Maan-kaart. De vroegere uitbarstingen op de maan . . 135 Vijfde Hoofdstuk. De dampkring der maan. Bewoonbaarheid der maan 151

van Venus. Gewicht en grootte der zon .... 234 Derde Hoofdstuk. Het licht en de warmte der zon. De toestand harer

oppervlakte. De zonnevlekken. De wenteling der zon om hare as. Vorm en beweging der zonnevlekken 247 Vierde Hoofdstuk. De uitbarstingen op de zon De protuberances. De

veranderingen van het aantal zonnevlekken en protuberances. Elfjarige periode. Het aardmagnetisme

Zesde Hoofdstuk. De bestemming der zon. De zon is eene ster . . 299 Zevende Hoofdstuk. Het licht. Aard en snelheid van hellicht. Spectraal-

analyse. Scheikundige samenstelling der zon en der hemellichamen.............309

banen. De thans bekende periodieke kometen . . 495 Derde Hoofdstuk. Het wezen en de scheikundige samenstelling dei-

kometen. Botsing van kometen met de aarde . . 515 Vierde Hoofdstuk. Vallende sterren. Vuurbollen. Uranolieten. De banen

Tweede Hoofdstuk. Beschrijving der sterrenbeelden. Hoe men de voornaamste sterren herkent.........556

waarvan de afstand bekend is. Onze zon, vergeleken met hare meest nabijzijnde zusters . â â¢ 591 Zf.sde Hoofdstuk, Het licht en het flikkeren der sterren. De spectraal

analyse. Physische toestand en scheikundige samenstelling. Toepassing tier photogralie. Het meten van

sterren, plotseling aan den hemel verschenen. Ver-anderlijke sterren. Sterren, aan den hemel verdwenen 616 Achtste Hoofdstuk. De dubbele en veelvoudige sterren. De gekleurde

Negende Hoofdstuk, De eigenbeweging der sterren. Verplaatsing der zonnen en der werelden door de oneindige ruimte. Seculaire gedaanteverandering van den hemel . , 637 Tiende Hoofdstuk. De bouw van het zichtbare heelal. De Melkweg. De

nevelvlekken. De sterrenhoopen. Seculaire veranderingen, Oneindigheid en eeuwigheid .... 649

De planeet Mars met hare kanalen .... Hlz. 388 Eigenbeweging der sterren.........Hlz. 640â641

WpSL â *.:.â â¢'â â gt;., â :,. â .. 'â¢ , ^ - â ' â â ' .â¢ .. â ' ' ' ' â

! ,fe- quot;S.' .%.â Â» V ' â '%.. â¢% Â¥ f â % 'Ã¯ X V.-VCi % â'X %. %' quot;% ; â %),â '-â l^!l t

Sl â¢ Uk'-' V' '- â %â quot;% â¢'% 'i^ ^ fc'%quot; % % X % V ^ \ % \ %â â % â¢,. 'â â¢lt;'â ft'

i KK-a^'Wgt; lt;,â¢% m*gt;. V ^fcamp;- . ^i:'\\ -t â â i^u. â % *%5 Â«â *Â»x % a Vâ¢â â¢ Â«Ã¯quot;-^: * gt;Â» \_v. lu t?4Â®

			c
	2 c	'S	^ .
	v a	*Q	â¢S¹ c
Kangnunimcr cu naam.	â¢0 02 â¢5 rt	d	O. u O rt
	V c	0	1
	^ N	u	1
	. 2,77	0,329	1687
		0,228	1681
395 .....	. 2,78	0,127	1695
		0,068	1723
		0,238	1563
398 ......	. 2,99	0,000	1893
		0,072	1954
		0,092	2019
401 Ottilia.	3,33	0,040	2218
402 ......	. 2,55	0,112	1490
403 ......	. 2,81	0,101	1723
		0,202	1516
405 ......	. 2,58	0,251	1513
	. 2,91	0,183	1814
407 ......	. 2,63	0,068	1555
		0,138	2008
		0,068	1514
	. 2,83	0,217	1736
	. 2,89	0,235	1799
412 Elisabetha.	2,76	0,038	1677
413 Edburga.	2,55	0,322	1489
414......	. 3,55	0,163	2444
	. 2,70	0,273	1623
416 Vaticana.	2,81	0,218 0,129	1717
417......	. 2,80	0,218 0,129	1714
	. 2,60	1,122	1532
	. 2,61	0,267	1537
420 Hertliolda.	3,41	0,042	2297
421 Zaehringia.	2,50	0,299	1497
422 BeroUna.	2,22	0,213	1208
		0,043	1955
	. 2,78	0,111	1689
	. 2,9(1	0,075	1800
426 ......	. 2,89	0,103	1794
	. 2,97	0,120	1872
428 Monachia.	2,32	0,105	1287
434 Hungaria	1,95	0,074	992
	. 2,62	0,000	1551
		0,000	1901
	. 2,08	0,000	1096
		0,000	3061
	. 2,42	0,000	1373
		0,000	2357
VII......	. 2,33	0,000	1301
	. 2,18	0,149	1173
		0,000	1872
X......	. 2,87	0,000	1772
XI......	. 3,11	0,000	2006

		Afstand tusschen
		den ring en de	Breedte van
	Jaren.	planeet.	den ring.
		6,5quot;	4,6quot;
Huvgens en Cassini . .	. . . 1695	6,0	5,1
		5,4	5 7
W. Herschei......	. . . 1799	5,12	5,98
W. Struvk......	. . . 1820	4,36	0,74
Encke en Gallh . . .	. . . 1838	4,40	7,00
		3,07	7,43
O. Struve ... . .		3,55	7,54

		afstand.	^van tl	meters.	Omlo	opstijd.	ontdekking.	Ontdekkers.
1.	Mimas . .	0,27quot;	3,30	207 000	0122'	¹37'quot; 5-	7	W. IIkrsciif.i, .	1780
11.	Kncei.adiis	0,35quot;	4,31	257 600	1 8	53 7	6	W. IIkrsciiki. .	1789
III.	Thetys	0,43quot;	5,34	3-28 800	1 21	18 26	5	Cassim . . .	1684
IV.	Dione . .	0,55quot;	6,84	421 200	2 17	41 '.1	4	Cassini . . , .	1684
V.	Riiea . .	1,16quot;	9,55	588 400	4 12	25 12	3	Cassim . . . .	1072
VI.	Ti i'an . .	2,57quot;	22,14	1304 000	15 22	11 28	1	Huvc.ENS . . .	1055
VII.	H yperion .	3,33quot;	26,78	1050 000	â¢-gt;1 0	39 27	8	lioNDen 1,assem.	1848
VIII.	Japetus .	8,35quot;	64,36	3904 000	78 7	54 17	0	Cassini . . . .	1671

Kometen	Lengte van den staart	Zonsafstand in liet perihelium
1843, 1	H20 000000 kilometers	0,0055
1680	240 000 000 â	0,0062
1847, I	212 000 000 â	0,0426
1811, 1	176 000 000 â	1,0355
1858, VI	88 000 000 â	0,578
1618	80 000 000 â	0,389
1861	68 000 000	0,822
1769	64 000 000	0,123
1860	36 000 000 â	0,292
1744	28 000 000 â	0,222

	Parallaxis.	Afstand in			Tijd, waarin liet
Naam.	Parallaxis.	stralen der	Afstand in		liclit der ster de
		aardbaan	Kilometers.		aarde	bereikt.
a Centauri ....	^o,7²quot;	290 000	43	billioen	4,5 jaren.
2 1185 Lalandc .	0,48	430 000	64	Â»	6,8
61 Cygni ....	0,44	470 OOG	70	))	7,4
Sirius......	0,37	560 OOG	83	))	8,8
18609 Arg-Oeltzen	⁰,35	59G OGG	88		9,3	Â»
34 Groombridge . .	0,31	670 OGG	99		â 0,5
9352 Lacaille . . . frocyon .....	0,28	740 OOG	109	V	11,6	ii
9352 Lacaille . . . frocyon .....	0,27	760 OGO	113		12,1
11677 Arg-Oeltzen	0,26	79G OOG	118		12,5
1643 Fedorenko . .	0,25	83G OOG	123		13,⁰
21258 I.alande . . .	0,24	860 OGG	128		13,6	Â»
t Dragonis ....	0,24	86G OGG	128		'3/gt;	yy
â r\ Cassiopeae . . .	0,21	980 OGG	146	Â»	^I5,5	yy
Capella.....	0,21	980 OGO	146	Yf	^T5,5	yy
17415 Arg Oeltzen	0,20	I 03G OOG	153	)gt;	'6,3	yy
Altair . ...	0,20	I O3O OOG	153	))	gt;6,3	yy
Â£ Indiaan ....	0,20	I 03G OOG	153	Â»	'6,3	yy
02 Evidanusvloed . .	0,17	12IO OGG	180	Â»	19,1	Â»
/3 Cassiopeae . . .	0,16	I 29G OGO	191		20,3	yy
Aldebaran ....	0,15	I 380 OOG	204		21,7	yy
1831 Fedorenko	0,15	I 38G OGG	204	Â»	21,7	yy
/' Ophiuchus . . .	0,15	I 38G OGG	204	)gt;	21,7	yy
Wega......	⁰,^I5	I 380 OOG	204	))	21,7	yy
Poolster......	0,07	2 95O OOG	43⁸	))	46,5	yy