|
%
|
||||||||
|
mi
|
||||||||
|
v*\\rv) lls^ql
|
|||||||||
|
HJT Gl -;
|
|||||||||
|
r
|
|||||||||
|
i.\'
|
|||||||||
|
H
|
|||||||||
|
i\'n°i j/f-
|
||||
|
TG sS
|
||||
|
1
|
|||||||||
|
DE STERRENWERELD.
|
|||
|
RIJKSUNIVERSITEIT TE UTRECHT
|
|||||
|
A06000017689401B
|
|||||
|
1768 9401
|
|||||
|
QOl D</gO
|
|||||||||||||
|
DE STERRENWERELD,
|
|||||||||||||
|
GUILLEMIN GEVOLGD,
|
|||||||||||||
|
BERNARDUS BRINKMAN, Pr.
|
|||||||||||||
|
MET 60 PLATEN, WAARVAN 19 IN KLEURENDRUK,
|
|||||||||||||
|
EN 35 JIOUTSNEÊPLATEN.
|
|||||||||||||
|
\'
|
|||||||||||||
|
.
|
|||||||||||||
|
dpKkv.
|
|||||||||||||
|
LEIDEN,
J. W. VAN LEEUWEN,
1873.
|
|||||||||||||
|
Gedrukt bij Gebr. van Asperen van der Velde, te Haarlem.
|
|||
|
VOORREDE.
|
|||||
|
Niemand zal ontkennen, dat de sterrenkunde, én om de grootheid dei-
voorwerpen, welke zij ons ter beschouwing aanbiedt, én om het onbere- kenbaar nut voor zeevaart en handel, een eersten rang inneemt onder de verschillende takken der natuurwetenschap. Met zijn geest opwaarts to ijlen en door te dringen tot in die eindelooze
diepten, waar geene duisternis heerscht, maar waar milliocnen zonnen haar licht uitstralen, heerlijker en edeler veld is er voor den menschelijken geest in de eindige natuur niet geopend. Jammer, dat in onze dagen aan do natuurwetenschap in het algemeen
en aan de sterrenkunde in het bijzonder, zulk eene verkeerde richting wordt gegeven, waardoor zij voor menigeen eene klip wordt, waarop zjjn geloof schipbreuk lijdt. Ook in de wetenschap, zoowel als in den handol en wan- del der wereld heerscht eene realistische strekking, waardoor elk hooger streven gedood wordt; een ruw materialisme is er dan ook het gevolg van, eene vergoding van het stof, eene vergoddelijking der natuur, eene mia- kenning en verloochening van de scheppende almacht Gods. Dat zulk een ongeloof niet aan de wetenschap te wijten is maar aan
hem, die ze misbruikt, is reeds duidelijk, wanneer wij den arheid inzien van die reuzen in de natuurwetenschap, bij wie vergeleken de banierdra- gers der tegenwoordige moderne wetenschap slechts kinderen zijn. Linneüs, Copernicus, Kepler, Gallileï, Newton, zij waren geloovige mannen, die hun hoofd bogen voor de scheppende almacht van God. Wetenschap is waarheid en alle waarheid voert tot God.
God is de sluitsteen, die den grooten bouw der menschelijke wetenschap
kroont, en daarom moet een geloovig mensen door de wetenschap geloovi- ger en godsdienstiger worden. Wat anders toch is de natuur dan een tempel, dien de Eeuwige voor zich
|
|||||
|
VI
|
|||||||
|
VOORREDE.
|
|||||||
|
heeft gesticht, en op wiens wanden met onmiskenbare trekken Zijn groote
naam geschreven staat, en het onbezielde stof zingt oene heilige jubel- hymne, die jaren en eeuwen opklimt van do aarde tot voor Gods troon. Alleen een blind of een bedorven oog onderscheidt den omtrek der ge-
stalte niet, en kent den Meester niet uit zijne werken. Schromelijk misbruik wordt er van de wetenschap gemaakt, en met een
spoed, alsof het anders te laat zou wezen, wordt het wetenschappelijk on- geloof door geleerde en ongeleerde werken verbreid; ja, de bewoners van het land zijn voor dien wetenschappelijken ijver der moderne verlichting niet veilig, en den kinderen op de school wordt die geleerde waanwijsheid ingeprent. Dat in dien aanval op Geloof en Openbaring de Katholieke kerk, do
draagster der waarheid, niet gespaard blijft, maar dat alle nieuwere uit- vindingen der moderne wetenschap als belegeringsgeschut op haar zijn ge- richt, hebben de vervlogen eeuwen en de dagehjksche ondervinding reeds geleerd, want het schijnt voor het ongeloof en het vooroordeel eene onbe- twistbare waarheid te zijn, dat de kerk eene vijandin der wetenschap is. Men moet echter wel oneerlijk of zeer onwetend wezen, om de verdien-
sten der Katholieke kerk jegens de wotenschap te loochenen, of haar liefde voor de wetenschap te ontzeggen. De dogmata der Kerk zijn nooit een slagboom voor de wetenschap ge-
weest; nimmer toch kan de ware wetenschap in strijd zijn met de leer dor Kerk, want dan zou de waarheid zich zelve tegenspreken, en welke ont- dekkingen er ook door de wetenschap zijn geschied of nog zullen geschie- den, nimmer zullen zij geloof of kerkleer tot schande maken, want wat waar is in de wetenschap, moet ook waar zijn in de goddelijke Openbaring en omgekeerd. Hierdoor heb ik mijn standpunt aangegeven, en weet de lezer, wat hij
op dit punt van mij te wachten heeft. Zonder te vergeten, wat Geloof en Openbaring ons loeren, zal ik mij echter op zuiver wetenschappelijk terrein bewegen, daardoor het bewijs leverend, dat men geloovig katholiek en priester kan zijn, en zich nogtans bezig houden met de nieuwste gevoelens der wetenschap. Nadat de Hoogleeraar Kaiser mij de verzekering had gegeven, dat eene
nieuwe uitgave van zijn Sterrenhemel, waardoor hij zich een hem waardig en duurzaam monument heeft opgericht, volstrekt niet in zijn plan lag, ondernam ik de bewerking van "Le Ciel" van Guilleminjik heb getracht verslag te geven van den reuzenvooruitgang, welken de wotenschap in de laatste jaren op sterrenkundig gebied gedaan heeft, en naar ik hoop op eene wijze, waardoor zij onder het bereik valt van den beschaafden mensen, die tijd noch lust heeft sterrenkundige te worden. |
|||||||
|
INHOUD.
|
|||||||
|
VII
|
|||||||
|
Met het oog op den twijfel, die in vele kringen heerscht, over de uit-
komsten door de wetenschap verkregen, heeft het derde deel, waarin over de sterrenkundige methoden sprake is, eene uitbreiding verkregen, groot er dan ik aanvankelijk meende. De lezer beslisse of ik mijn doel bereikt heb.
Met al zijne fouten en onvolmaaktheden bied ik mijn arbeid den lezer
aan, met den vurigen wensch, dat deze proeve tot populariseering der we- tenschap strekken moge, om meerdere liefde tot de wetenschap aan te kweeken en daardoor eere te geven aan Hem, wiens glorie de hemelen vermelden en wiens wondergewrochten het uitspansel verkondigt. Katwijk a/R., Pinksterdag 1873. BERNARDUS BRINKMAN, Pr.
|
|||||||
|
|)K STKRRKXWKKKI.1»
|
|||||
|
DE STERRENHEMEL (Noord-n)
|
|||||
|
MiHflrrii.u lil I Januari
|
|||||
|
Chaldeeuwsche herders waren de eerste sterrenkundigen, en zeer
natuurlijk; want een zacht klimaat veroorloofde lum den nacht onder den bluoten hemel door te brengen, en dan kon het niet anders, of het prachtige schouwspel boven hunne hoofden moest hun blik trek- ken en hen tot sterrenkundigen vormen. En zeker zouden wij allen zijn wat zij waren, wanneer de guurheid van ons klimaat en de zeldzaamheid van een\' schoonen nacht, ons zoo vaak de gelegenheid niet benamen, den heerlijken sterrenhemel te beschouwen. Niets ter wereld toch is beter in staat, hart en geest tot Hem te
verheffen, die dat alles heeft geschapen, dan de stille beschouwing van den hemel in een\' helderen nacht. Ontelbare lichten tintelen dan van alle kanten aan het donkerblauw
gewelf des hemels. Verschillend in kleur, glans en grootte schitteren cenigen met flikkerend licht; anderen stralen met rustiger en zachter glans, wederom anderen zenden als bij tusschenpoozcn hunne vuur- stralen uit, alsof zij moeite hadden de diepte dier ruimte te door- dringen; in zekere hemelstreken schijnen zij op elkaar gestapeld en vertoonen zich zoo kort op één, dat de glans van de ecne ster de andere verbergt. In zulk een\' helderen nacht is de hemel gelijk aan eene onmeetbare zee, bezaaid met goud en diamantstof, en j^eest en verbeelding worden door het beschouwen van zooveel heerlijkheid in verrukking gebracht, zoodat men zich niet ontdoen kan van eene diepe godsdienstige ontroering, van ee\'ie niet te beschrijven mengeling van bewondering en zoete zwaarmoedigheid. De ontroering is het echter niet alleen, die in het gemoed van
den beschouwer heerscht; want ook het verstand herneemt zijne 1
|
||||
|
2
|
|||||
|
rechten, en wat tal van vragen dringen zich dan aan onzen geest
op. Waar zijn de oevers en de eindpalen van dien oceaan? Waar is de bodem van die onpeilbare diepte ? Wat zijn toch die lichtpunten, die, zonder uit te doovcn, in dat onmetelijk ruim stralen? Zijn zij daar neergestrooid zonder eenigc andere orde dan die, waarin zij zich aan ons vertoonen? En zoo zij niet onbeweeglijk zijn, zooals men zich langen tijd verbeeldde, waarheen richten zij dan hunnen loop in die ruimte? Welke rol vervult de Zon met al de wereldbollen, welke die schitterende dagtoorts vergezellen en omringen, in het wijd uit- gestrekt Heelal? De vruchtbaarste verbeelding zou echter nooit het antwoord op die
grootsche en heerlijke vraagstukken hebben kunnen geven, bijaldien, tot glorie voor den menschelijkeu geest, de Sterrenkunde, de oudste van alle natuurwetenschappen, er niet toe gekomen was, op de meesten dier vragen een juist en voldoend antwoord te geven. Wondervol is de macht van \'s menschen geest. Hoewel gekluisterd
aan deze Aarde, die in betrekking tot het geheel, minder is dan eene zandkorrel verloren in de ruimte, vindt hij toch middelen, waar- door de scherpte van zijn blik verhonderdvoudigd wordt; hij peilt de diepte der hemelen en meet de uitgestrektheid van het zichtbare Heelal; hij telt de milliocnen sterren, welke die schrikwekkende ruimte vervullen; hij bestudeert hunne meest ingewikkelde bewegingen ; bepaalt met juistheid den omtrek en den afstand van de meest nabij zijnde sterren en begroot hunne massa\'s. In die schijnbare wanorde vindt bij de orde terug; want in die schijnbare groepeeringen ontdekt hij de ware samenstellingen. Ja meer nog doet hij: hij bespiedt de geheime krachten en vindt
de eenvoudige wet, welke de beweging aller hemellichamen beheerscht, en bepaalt dus de algemcenc kracht, waardoor het evenwicht der Schepping wordt bewaard. Zulke vruchten droeg de arbeid, waaraan twintig geslachten sterren-
kundigen hunne krachten hebben besteed; dat was de heerlijke vrucht van de geduldige volharding dier mannen. Op eene eenvoudige en duidelijke wijze de vruchten van dien arbeid
weer te geven en uit een te zetten, is het doel van dit werk: terwijl wij tevens sullen trachten een denkbeeld te geven over de wijze, waarop de sterrenkundige te werk gaat, om tot de oplossing dier belangrijke vraagstukken te geraken. Voordat wij echter overgaan |
|||||
|
• >
|
|||||
|
tot »le beschrijving der verschillende deelen, zullen wij eerst een blik
op het geheel werpen, om niet een paar trekken het panorama van het Heelal te schetsen. Hij den eersten blik op het hemelgewelf schijnen de sterren overal
gelijkmatig verspreid. Wanneer men echter het oog eens vestigt op dien lichtenden boog, die zoo onbegrensd, zoo nevelachtig, den ge- heelen sterrenhemel genoegzaam in zijn grootsten cirkel omloopt, en dien iedereen kent onder den naam Melkweg; wanneer men oplettend de randen van dien hemelgordel beschouwt, dan schijnen de sterren zich dichter op elkander te hcopen, de meesten zoo klein, dat zelfs het scherpste oog ze niet vermag te onderscheiden. Die op- cenhooping is dan vooral zichtbaar, wanneer men die streken niet kijkers beschouwt; dan bemerkt men dat de Melkweg gevormd wordt door tallooze sterren, die in onafmetelijke reien in de ondoorgronde- lijke diepten des hemels liggen: \'t is dus eene wereldstreek wondcrvol bezaaid met zonnen; want zoo als wij later zullen zien is iedere ster, van de meest schitterende tot de zwakste, eene zon. Zie daar dan reeds eene reusachtige opeenhooping van werelden,
waardoor het ganschc Heelal omvat schijnt te worden, als het waar is dat het grootste aantal sterren, welke wij buiten den Melkweg zien er ook toe behooren, en inderdaad onderscheidt zicli die zwerm van millioenen zonnen in talrijke verschillende stelsels, en deze wederom in engere verbindingen, uit twee of drie zonnen bestaande. Welke is nu de uitgestrektheid van ieder dier stelsels? Hoc on-
meetbaar groot moet de ruimte niet wezen waarin allen zich bewegen ? Tevergeefs zou de machtigste verbeelding beproeven er zich eene zinnelijke voorstelling van te maken: cijfers immers geven een zeer onvolmaakt begrip. Hier toch kunnen wij reeds eene bewezene waar- beid vaststellen , waarop wij later zullen terug komen: Onze Zon is eene ster uit den Me 1 kweg.
Dit voorgaande is slechts een enkele trek voor de schets van het
zichtbare Heelal. Wanneer men met zekere oplettendheid de verschillende streken
van den sterrenhemel beschouwt, dan bemerkt een goed oog hier en daar zekere heldere vlekken niet ongelijk aan kleine wolken: derge- lijke vlekken, welke men Nevelvlekken noemt, ontdekt de teles- coop bij duizenden. 1*
|
|||||
|
I
|
|||||
|
Welnu oen zeer groot aantal dier hemelvlekkeu zijn , even als de
Melkweg, eene voor ons oog schijnbare opeeuhooping van sterren. Het zijn dus zoovele andere melkwegen als die, waartoe onze Zou behoort; de meesten zoo ver van ons verwijderd, dat de krachtigste werktuigen er geene sterren in kunnen onderscheiden, maar men slechts den matten glans van hunne tallooze zonnen kan zien. Waar nu, mag men vragen, heeft de schepping haar einde? AVie
duizelt niet hij de gedachte aan die schrikwekkende afstanden, welke dergelijke archipels van werelden van elkander scheiden; onpeilbare afgronden, wier diepte steeds aangroeit naarmate de ontdekkings- werktuigen volmaakter worden; kolken zonder eind of bodem, in wier schoot echter geene duisternis heerscht, daar milliocnen zonnen overal hun licht uitstralen. De geschapene wereld heeft zonder twijfel hare eindpalen; en
eene rei van werelden zonder eind en getal is onbestaanbaar: ons verstand verliest zich echter in die overdenking; want de ruimte, hoe onmeetbaar ook, kan men zich niet anders dan eindig en bepaald voorstellen en hierin moet de mensch zijne zwakheid en onkunde erkennen. Eindelijk houdt men het thans voor zeker, dat niet alle nevel-
vlekken ons den glans vertoonen van tallooze sterren; er zijn er, die zamengesteld zijn uit eene gasachtigc en lichtgevende stof. In de vorige eeuw maakte men reeds gissingen over de natuur dier uitge- strekte vonnlooze hemelnevels, en de spektraalanalyse (waarover later uitvoerig) schijnt de gewaagde hypothese van den grooten ster- renkundige W. Herschel te bevestigen, dat sommige nevelvlekken wordende zonnen en zonnestelsels zijn. Ziedaar met een enkelen trek het Heelal geschetst, zooals het
zich aan ons oog vertoont van de Aarde, die wij bewonen. Om echter een juist begrip te hebben over het samenstel en de tallooze verschei- denheid zijner grocpecringen, moeten wij die hoogere streken, waarin onze verbeelding zich verliest, verlaten, en ons bepalen tot eene van die vereenigingen, welke dichter bij ons en dus meer geschikt is voor de navorschingen van den mensch, namelijk het zonnestelsel, waarvan onze Aarde een deel uitmaakt. De Zon is het middelpunt van dit stelsel.
Rondom die bron van licht en warmte, dien zetel van kracht,
wentelen meer dan honderd wereldbollen rond, op verschillende af- |
|||||
|
;.
|
|||||
|
standen en in ongelijke ruimten. Sommigen hunner worden zelfs verge-
zeld door kleinere bollen, wachters of manen genoemd. Omdat al die hemellichamen, welke onze Zon omgeven, duister van
natuur zijn, zouden zij steeds onzichtbaar voor ons blijven, indien het heldere zonlicht, waarmede zij bestraald worden, op aarde niet terug- kaatste: daarom schijnen zij ons toe als lichtende punten aan het he- melgewelf, even als de overige sterren; en wanneer wij onze Aarde ook uit het verre wereldruim beschouwden, zou zij zich niet anders aan ons oog vertoonen. Eene hoedanigheid echter, welke eigenaardig is aan de hemelbol-
len van ons zonnestelsel, heeft gemaakt, dat wij ze steeds van de andere sterren, waartusschen zij zich vertoonen, kunnen onderschei- den; want de zonnen, die andere stelsels vormen, geheel van het onze afgescheiden, bevinden zich op onmeetbaar verre afstanden; terwijl daarentegen de wereldbollen, welke tot ons stelsel belmoren, zich betrekkelijk veel dichter bij onze Aarde bevinden. Uit dit tweevoudig feit volgen twee eenvoudige en gemakkelijk te
begrijpen waarheden. De eerste is, dat de zonnen buiten ons stelsel geene voor ons merk -
bare verplaatsing aan den hemel ondergaan. Hun afstand is zoo ver- bazend ver, dat zij zich aan ons oog als onbeweeglijk in die ruimte vertoonen, vandaar hunne benaming Vaste Sterren; welke bena- ming men echter tegenwoordig heeft laten varen, omdat men door een nauwkeurig onderzoek tot de overtuiging is gekomen, dat die zonnen in die verwijderde hemelstreken zich werkelijk bewegen. Die schijnbare onbeweeglijkheid doet zich vooral kennen door den onver- anderden vorm, waarin sinds eeuwen de betrekkelijke plaatsing der sterren onderling zich bevindt en die men aanduidt met den naam Constellatien, Sterrenbeelden. Geheel anders is het gelegen met de sterren, die onze Zon omrin-
gen; want deze zijn dicht genoeg bij onze Aarde, om in een kort tijds- verloop hunne verplaatsing aan den hemel waar te nemen, omdat zij krachtens de hun eigenaardige beweging een schijnbaar grooteren weg afleggen naardat hun afstand geringer is, men gaf hen den naam, welken zij tot nu toe behouden hebben: Planeten, Dwaalsterren. Datzelfde verschijnsel immers nemen wij waar, wanneer wij ons
op eene uitgestrekte vlakte bevinden: dan schijnt het ook, alsof de ver verwijderde voorwerpen, welke wij aan den horizon zien, onbe- |
|||||
|
6
|
|||||
|
weeglijk zijn: terwijl de minste verplaatsing van die voorworpen,
welke zich in onze nabijheid bevinden, aanstonds door ons bemerkt wordt. Wanneer wij, in zulk geval, ons zonden verplaatsen, dan zou onze ware verplaatsing niet de schijnbare verplaatsing der voorwer- pcn te zamen gaan. Om dus een waar begrip te hebben van de te- weging der ons omringende voorwerpen, zouden wij die beide bewe- gingen nauwkeurig moeten onderscheiden. De vereeniging van die beide bewegingen, een noodzakelijk gevolg van de beweging der Aarde, is cene der doorslaandste bewijzen voor de beweging onzer Aarde; hoewel zij vroeger de steen des aanstoots was voor de oudere sterren- kunde , die de ware beweging nog niet kende. Weldra zullen wij zien, wanneer wij over de verschillende planc-
ten van ons zonnestelsel meer in bijzonderheden zullen treden, welke wondervolle verscheidenheid er in den boezem van dat stelsel heerscht: beweging van wenteling om de as, beweging van omloop rond het gemeenschappelijk brandpunt; duur van die bewegingen; afstand, vorm en afmeting; vcrdeeling van licht en kleur: alles verandert naar- gelang men van de eene planeet naar de andere overgaat. En toch wondervol (iodsbestuur! alles wordt door dezelfde wetten beheerscht; zoodat die heerlijke eenheid niet minder schittert, dan de grootste verscheidenheid dier verschijnselen. Eene eigenschap, aan alle sterren van ons zonnestelsel gemeen,
maakt immer op onze verbeelding een levendigen indruk, en wel deze, dat die ontzettende massa\'s, die bollen, van welke de meesten veel grooter en zwaarder zijn dan onze Aarde, niet alleen in die ruimte hangen, maar zich al wentelend niet eene schrikwekkende snel- heid in den ether bewegen. Denken wij ons eens op ecii onbeweeg- lijk standpunt buiten onze Aarde in die ontzettende ruimte geplaatst; daar daagt in de verte een lichtend punt, dat, naarmate het nadert, in omvang toeneemt, en die verbazende bol, die in omvang honderd- duizend mijlen verre overtreft, vliegt u voorbij met eene vaart, vier- entwintig maal grooter dan de snelheid van een kanonskogel; ter- wijl die bol om zich zelve wentelt met eene snelheid, waardoor ieder deel van zijne oppervlakte meer dan drie duizend meters per seconde doorloopt. Zulk een duizclingwekkenden loop zou hen voor ecuwig moeten
wegslingeren in de verst verwijderde streken van het Heelal, wan- neer zij niet beheerscht en teruggehouden werden door de machtige |
|||||
|
7
aantrekking van een bol die duizend, ja millioenmaal grooter en zwaar-
der is, namelijk de Zon. De Zwaartekracht is dus liet beginsel van de kringvormige be-
weging, welke die bollen hebben: maar aan deze kracht alleen ovcr- gelaten, zouden zij allengs de Zon naderen en eindelijk op haar neerploffen, wanneer de almachtige hand des Scheppers aan hen nog niet eene andere kracht had ingedrukt; deze noemt men de Middel- punt v 1 i e d e n d e kracht. Volgens die kracht zoekt de planeet zich steeds in een rcgten hoek van de Zon te verwijderen en dus buiten hare loopbaan; maar teruggehouden door de aantrekking der Zon, blijft zij haar kringvormigen loop oin de Zon beschrijven. Op gelijke wijze loopt ook de Maan om onze Aarde. Bij die groote hemellichamen geldt dus dezelfde wet, waardoor een steen naar de Aarde valt, of zijne omwenteling volbrengt, wanneer men hem, aan een touw gebonden. in de hand rondslingert. Wanneer het nu reeds moeite kost zich te verbeelden, hoe znlke
massa\'s, daar in den ether, zich vrij kunnen bewegen en rondloopen; hoeveel grooter wordt dan de verbazing, wanneer wij bedenken, dat niet alleen de planeten in zulk eene vaart rondom de Zon snellen ; maar dat de Zon en alle zonnestelsels met hunne, hen omgevende aardbollen ot planeten, in onafmeetbare kringen in het oneindig ruim des hemels rondloopen, aangetrokken door eene nog grootere Zon of een stelsel van zonnen. Al de sterren immers, die om hunnen onmeet- baren afstand ons onbeweeglijk toeschijnen, bewegen zich in verschil- lendc richtingen. In die bewegingen, welke zich slechts na jaren van scherpe onderzoekingen vertoonen, heeft de sterrenkunde onderscheid weten te maken tusschen de schijnbare beweging, die voortkomt uit de straling van het licht, uit de beweging der Aarde en van ons zonnestelsel, —en tusschen de beweging welke hun eigen is. Later zullen wij zien, dat, hoewel die beweging schijnbaar zeer langzaam is, zij toch de snelste is welke wij kennen. Hoc vele eeuwen of liever hoc vele millioencn eeuwen zijn er noo-
dig om zulk eene maatloozc sterrenbaan te doorloopen? Zulks is ons onbekend, maar die omloopstijd staat zeker tot den omloopstijd onzer Aarde, als onze Aarde staat tot den afstand der vaste sterren. Die omloopstijden zijn dan ook, volgens de uitdrukking van den gelcer- den Humbolt, een heerlijk uurwerk voor het Heelal. — |
||||
|
s
|
|||||
|
Ziedaar dan in ccne algemeene beschouwing hot heerlijke veld den
sterrenkundige ter onderzoek aangeboden. Wanneer de andere natuurwetenschappen ons de natuur leeren bc-
spieden in hare verborgene geheimen, ons de samenstelling: der licha- men ontvouwen, het s]>el hunner verbindingen en veranderingen lee- ren kennen, niet hunne duizende nuttige of belangwekkende eigen- schappen, dan ontdekt de sterrenkunde ons het Heelal in zijn grootsch geheel, en doet er ons den bouw van begrijpen door ons te wijzen op de onveranderlijke wetten, welke het Heelal beheerschen. Heerlijke wetenschap, wier onderricht ons van den eenen kant in
ons niet doet wegzinken, maar van den anderen kant ons een blik doet slaan in die verhevene harmonie, waardoor wij Hem leeren ken- nen, die zich in zijne werken openbaart. .! |
|||||
|
EERSTE HEEL
|
|||||
|
II E T Z O X N E S T E L S E L.
Optelling der sterren die liet zonnestrlsel uitmaken. De Zon. De planeten en
hunne wachters. De kometen, de vallende sterren en het zodiaklicht. Omwente- lings- en vooruitgangsbewcging der hemellichamen van ons stelsel. Gewicht van de voorafgaande studie van het zonnestelsel. In de sterrenkunde geeft men den naam Zonne- of 1\'lanetcnstelscl
aan een zeker aantal sterren, waartoe ook onze aarde behoort, en die allen de Zon tot gemeenschappelijk middelpunt hunner bewegin- gen hebben. Voor zoo ver onze kennis tegenwoordig strekt, bestaat dit Zonne-
stelsel uit de volgende deelen: 1. ÉÉN CENTRAAL LICHAAM, dat met betrekking tot de overige
hem omgevende lichamen onbeweeglijk is, veel grooter dan al de anderen, en uit zijn aard lichtgevend, n. 1. de ZON. 2. HONDERD EN TWINTIG ONDERGESCHIKTE LICHAMEN
of PLANETEN, op steeds grooter wordende afstanden van de Zon geplaatst en rondom haar zieh bewegend in bijna cirkelvormige loop- banen , van die Zon hun licht ontvangend, waardoor zij voor ons aan den hemel zichtbaar worden. Die planeten kunnen in drie voorname groepen verdeeld worden:
De middelmatige planeten, die zich het dichtst bij het mid- delpunt, (de Zon) bevinden, en die met steeds grooter wordende afstanden in de navolgende orde staan:\' MERCURIUS, VENUS, DE AARDE, MARS. 1 Lcscarbault in Ogères meende in Maart 1859, tassehen de Zon en Mercuriuseene
nieuwe planeet ontdekt te hebben, welke hij den naam van Yulcanus gaf; daar echter |
|||||
|
10
|
|||||||
|
De groote planeten, die het verst van het middelpunt zich
bevinden, en wier volgorde is: JUPITER, SATURNUS, URANUS en NEPTUNUS. Eindelijk de kleine planeten, plutietoïflen of asteraïden genoemd,
die tussclien Mars en Jnpiter een\' ring vormen om de Zon. Men kent reeds 112 \' zulke kleine planeten; waarschijnlijk zijn zij echter nog talrijker, daar er geen jaar voorbij gaat, zonder dat er nieuwe ont- dekt worden. 3. ACHTTIEN HULPLICHAMEN, satellieten, wachters of manen
genoemd, die hunne loopbaan hebben rondom eenigc der voornaamste planeten. en met hen hunnen loop om de Zon volbrengen. Zoo heeft onze Aarde de Maan die haar vergezelt. Jnpiter bezit vier zulke wachters, Saturnus acht, l\'ranus vier, en van Neptunus kennen wij een\' wachter. Wij tellen duw in ons Zonnestelsel 139 hemellichamen: 1 centraal-
bol, die de beweging der 120 bekende planeten beheerscht en IS wachters, die met de planeten waartoe zij belmoren, wederom vijf kleine wereldstelsels uitmaken, waarin dezelfde wetten heerschen als in het groote stelsel des Heelals. Van die 139 hemellichamen waren er aan de ouden slechts 8 be-
kend, en wel die, welke men niet het bloote oog kan zien: n. 1. de Zon, de Maan, de Aarde, Mercurius, Vernis, Mars, Jnpiter en Saturnus. Maar, zooals men weet, beschouwde men, door den schijn bc-
drogen, de Aarde als onbeweeglijk middelpunt; terwijl men meende, dat behalve de Zon, Maan en zes bekende planeten, al de zooge- naamde vaste sterren zich rondom de Aarde bewogen. Copernicus was de eerste, die, drie eeuwen geleden, het ware
wereldstelsel ontdekte, en de uitvinding van den verrekijker bracht ons niet alleen tot de kennis der nieuwere planeten, maar ook van de wachters der reeds hekendc planeten Jnpiter en Saturnus. Alle hemellichamen van ons Zonnestelsel bezitten twee voorname
bewegingen. De eerste is eene wenteling om de as, die immer bijna |
|||||||
|
hot bestaan dier planeet hoogst twijfelachtig is, en door vele sterrenkundigen ontkend
wordt, zoo wordt er in dit werk niet verder mrlding van gemaakt. 1 Den 19 Sept. 1870 ontdekte Prof. Peters te Hamilton College eene nieuwe pla-
neet welke de 112<lc il. |
|||||||
|
11
|
|||||
|
dezelfde richting behoudt. De tweede is eene verplaatsing, waardnor
alle wachters rondom hunne hoofdplaneet; alle planeten rondom de Zon; en de Zon met alle lichamen, welke tot haar hehooren, rondom eene andere Zon wordt gevoerd. 4. Tot ons Zonnestelsel hehooren hehalve de planeten, nog eene
ontelbare menigte andere sterren, die zeer langwerpige banen rondom de Zon beschrijven, dat zijn de KOMETEN, eene soort van nevel- sterren, welke zich gewoonlijk van de andere planeten en sterren onderscheiden door een lichtend spoor of eene staart, wier vorm en afmetingen veranderen met den afstand tot de Zon. Een tal van ko- metcn vertoonen zich aan den hemel, wier vroegere verschijning niet is geboekt, zoodat men niet weet, of zij zich nog eens vertoonen zullen; anderen zijn op bepaalde tijden verscheidene malen terug gezien, en van eenigen heeft men met juistheid het tijdstip hunner verschijning berekend, zoodat men veilig mag besluiten, dat ook de kometen tot ons zonnestelsel hehooren. f). Buiten die groote hemelbollen zijn er nog millioenen zeer kleine
lichamen, die in verschillende richtingen het wereldruim doorkruisen, dan eens alleen, dan wederom in zwermen vereenigd, die op bepaalde tijden terugkomen. Donker van natuur, leeren wij alleen hun bestaan kennen, wanneer onze Aarde ze ontmoet in haren tocht om de Zon, wanneer zij ontvlammen in onzen dampkring en soms op Aarde nedervallen, dat zijn de zoogenaamde YALLKXDE of YEKSCHIE- TENDE STEKKEN, VUURBOLLEN, LUCHTSTEENEN. Eindelijk wordt de Zon nog omgeven door een\' lensvormigen on-
nietelijken ring, die waarschijnlijk uit millioenen dergelijke lucht- steenen bestaat. Op zekere tijden des jaars ziet men dien ring als een lichtenden kegel, kort na zonneondergang of vóór zonneopgang, boven den horizon. De Zon is steeds de grondslag van dien kegel, welke zich altijd in de streek van den zonneweg vertoont en daarom ZODIAKLICHT wordt genoemd. Ziedaar dan eene optelling en een algemeen overzicht van de ster-
ren, welke tot ons Zonnestelsel belmoren. De studie van dit Stelsel levert voor ons een onmetelijk voordeel
op, want in die ongekende ruimte, welke men het Heelal noemt, is dat stelsel ons groote vaderland, en de hol, welken wij bewonen, is een der leden van het groote planetengezin; en hoewel die |
|||||
|
12
|
|||||
|
aardbol gelijk is aan oen zandkorrel niet Jietrekking tot liet gan-
sche stelsel, dat zelf nog in zijn geheel een stofje gelijk is, ver- loren in de ruimte, zoo is liet toch duidelijk dat wij dien aardbol in de eerste plaats kennen moeten. Overigens is onze Aarde ook het cenige lichaam, dat wij met vol-
komene zekerheid kennen kunnen, en slechts door vergelijking maken wij ons een denkbeeld van de overige planeten. Onder de millioenen en millioenen wereldstelsels, wier centraal-
bollen wij des nachts aan den hemel zien schitteren, is ons Zonne- stelsel wellicht niet een der voornaamsten of rijksten; maar het is toch het eeni^e, dat wij in bijzonderheden kunnen kennen; liet eenijce van wiens lichamen wij met zekerheid en juistheid de be- wegingen kunnen weten, zoodat wij daardoor kunnen dringen in de geheimen van de wetten, waardoor het beheerscht wordt, en daardoor ook tot de algemeene wetten van het gansehc Heelal kunnen besluiten. Met behulp van den telescoop en van de zoo geestig uitgedachte
spoktraalannlyse kan men niet het oog en de gedachte doordringen tot afstanden, waarvoor de verbeelding schrikt: men heeft bewe- gingen opgemerkt, die eeuwen vorderen om eenigzins merkbaar te worden; men heeft de natuur der sterren kunnen bepalen, en de chemische bestanddeelen van de stoffen, wier gloeing de bron is van het licht, dat zij uitstralen. Maar is de sterrenwereld een gebied voor de stoutste opvattingen
over den bouw van het Heelal, het is ook een veld, rijk aan gis- sin<;cn en hypothesen, welke gegrond worden op de gevolgtrekkingen en analogic\'n van de kennis, welke men heeft opgedaan. Hypothese en waarheid dienen dan ook deugdelijk onderscheiden te worden om op £cen dwaalweg te geraken en over de groote werken Gods geene verkeerde begrippen te vormen. Ziedaar de redenen, waarom de Zon met de planeten in de eerste
plaats het voorwerp onzer kennis moeten wezen. Voordat wij ons werpen in die eindelooze diepten der hemelen, moeten wij eerst de bijzonderheden leeren kennen van die hemelstreken, waarin wij ons bewegen. Van de Zon tot Neptnnus en tot aan de eindpalen, waar de ko-
ineten zich kceren, is voorzeker een veld, ruim genoeg voor eene eerste proef. |
|||||
|
EERSTE BOEK.
|
|||||
|
DE ZON.
Voor ons aardbewoners is de Zon onder alle andere sterren, welke
die oneindige ruimte vervullen, ontegenzeggelijk de voornaamste en gewichtigste. Zij is het middelpunt van alle lichamen, die tot haar stelsel behooren, en door haren omtrek en grootte oefent zij een heer- schenden invloed op al hunne bewegingen uit. Zij is, om zoo te spreken, de onuitputtelijke bron van licht en warmte, en dus van leven. Alle soorten van krachten, mechanische en chemische, welke op aarde en op andere planeten ontwikkeld worden , putten uit haar, als uit eene nooit opgedroogde bron. De zoo wonderbaar snelle gol- vingen van dien oninetelijken hol, welke met meer dan blikseinsnel- licid zich door den ether voortplanten, wekken overal in de lichamen, welke zij treffen, verschijnselen van beweging, en naarmate de vorm is, welke die bewegingen aannemen, veroorzaken zij of licht of warmte of chemische verwantschappen, of wel elcctrische of magnetische .stroomen. \' Vanwaar komt die kracht, wier werkzaamheid verbeelding en ver-
stand overstelpt? Waardoor wordt die bron gevoed, die reeds zoo- vele eeuwen haar licht uitstraalt? Volgens welke wetten heerscht de Zon, die wellicht de moeder is van alle bollen, die om baar heen loopen? Mocht ook al de wetenschap al de vragen, die over de Zon gedaan
kunnen worden, niet juist en volkomen beantwoorden, toch is zij ge- |
|||||
|
14
|
|||||||
|
slaagd op zeer velen eene goede uitlegging te geven; toch zijn eenige
beginselen vastgesteld, die eenmaal de grondslagen kunnen zijn voor
het juiste begrip der grondkrachten, die het gansehe Heelal beheer- sclien. De sterrenkunde is thans in staat, om stellige bepalingen te kunnen geven over den vorm, afstand en afmetingen der Zon: bare omwenteling en voortbeweging in de ruimte is ontegenzeggelijk bc- wezen. Over den physischen en chemischen toestand der Zon heeft de wetenschap eene talrijke reeks hoogst belangrijke feiten bijeenge- gaard. Aan die gegevens wijden wij dit eerste boek. Later zullen wij zien, in welke betrekking de Zon staat tot de
overige sterrenwereld, en wij zullen haar terug vinden onder de inil- lioenen sterren van den Melkweg. Daarbij willen wij de hypothese van Laplace bespreken en aantoo-
nen boe, volgens die hypothese, in ver verwijderde tijdperken, vol- gens bepaalde wetten, God uit den boezem der Zon de wereldstof heeft kunnen doen voortkomen, welke eerst den vorm van nevelringen aannam, en welke later volgens natuurlijke verdikking, zich tot bijna ronde bollen vormden; zoodat wij met Seechi zeggen kunnen. dat de aarde met al de planeten en hunne wachters, zoo vele kinderen der Zon zijn. |
|||||||
|
1.
Vorm, afstand en afmeting dek Zon. § 1. De Zon mot het bloote oog beschouwd. Hare schijnbare bewegingen
hebben hunnen grond in omwenteling en omloop der Aarde. Vorm der schijf aan den horizon. Werking en invloed der atmospherische refractie. — De ware vorm is een volkomen eirkel. — De Zon, aan den horizon grooter sehy- nend dan in het toppunt, is slechts gezichtsbedrog. Men heeft kijkers noch telescopen noodig, om er van overtuigd te
zijn, dat de Zon zich beweegt. Dagelijks komt zij in het oosten op, klimt meer of minder hoog boven den horizon, en beschrijft vol- gens den tijd van het jaar, of volgens het geographiscb standpunt van den beschouwer, een meer of minder uitgestrekten boog, totdat |
|||||||
|
15
|
|||||
|
zij eindelijk ondergaat, d. i. onder den westelijken horizon verdwijnt.
Dit is de dagelijksche beweging, welke zij geineen heeft met alle sterren, niet de Maan en de planeten: die beweging is echter schijnbaar en heeft hare oorzaak in de dagelijksche wenteling der Aarde om hare as. Behalve de opgenoemde heeft de Zon ecne tweede beweging, welke
haar dagelijks doet overeenkomen met oostelijker geplaatste sterren. Zij schijnt dagelijks op hare loopbaan iets ten achter te blijven, zoo- dat zij in een jaar den ganschen omtrek des hemels doorloopt, van daar bet verschil van dag en nacht, hetzij op dezelfde plaats op Aarde of onder verschillende breedten; vandaar ook het verschil der jaar- getijden. Die tweede beweging is echter ook slechts schijnbaar, en komt voort uit de wenteling, welke de Aarde in een jaar om de Zon maakt. Die stralende bol is onbeweeglijk, want alleen de Aarde en de pla-
neten bewegen zich en zijn oorzaak van de opgenoemde schijn- bare bewegingen; die onbeweeglijkheid der Zon bestaat echter alleen met betrekking tot ons, want de Zon beweegt zich even als de pla- neten, terwijl zij op hare as omwentelt. Zij zelve verplaatst zich in de ruimte, en op die reis door de sterrenwereld voert zij haren stoet planeten, wachters en kometen, evenals eenc meesteres met zich mede. Iedereen weet bij ondervinding, dat bet niet gemakkelijk is de Zon
met het bloote oog te beschouwen; haar verblindend licht kwetst het oog, zonder dat men over den vorm of de schijnbare afmetingen van den bol kan oordcelen. Om dat gevaar te vermijden, moet men het oogenblik waarnemen, waarop zij des avonds ondergaat. Wanneer de dampkring dan ecnigszins beneveld is, is het zonnelicht genoegzaam verzwakt om de beschouwing gemakkelijk te maken. In zulk geval vertoont zich de zonneschijf merkbaar elliptisch, langwerpig rond, vooral het onderste gedeelte van haren omtrek. PI. I Fig. 1 kan een denkbeeld geven van dat verschijnsel. Zoo is echter de ware vorm der zonneschijf niet. Naar gelang der
hoogte verschilt ook de straalbreking veroorzaakt door de luchtlagen aan den horizon, welke de lichtstraal moet doordringen. De verschil- lende punten van den zonneomtrek worden ongelijk opgeheven, zon- der dat de afmeting van de horizontale middellijn merkbaar verandert, en daardoor is de elliptische vorm van het onderste gedeelte sterker |
|||||
|
lli
|
|||||||
|
dan van het bovenste gedeelte. Soms is er in de onderste luchtlagen
eene zeer onregelmatige vermenging van dikke of dunne dampen, zoodat de daaruit voortkomende straalbreking aan den omtrek der Zon de zonderlingste gestalten geeft. Zulke vormen geeft ons PI. I fig. 2 aan de zeekust. Juister ziet men den vorm van de zonneschijf, wanneer deze eene ze-
kere hoogte hoven den horizon heeft bereikt en met dunne wolken of nevelen is bedekt. Heter echter is het een kijker of telescoop te gebruiken, wanneer men zorgt dat het ooggla» met een zwart ofdon- ker blauw glas bedekt is.\' Dan bemerkt men dadelijk, dat de zonneschrijf cirkelrond is en de
nauwkeurigste metingen hebben bewezen, dat alle willekeurig genomen middellijnen even groot zijn. De Zon heeft dus voor ons oog den vorm van een cirkel, en daar het even zeker is dat de Zon om hare as wentelt en ons dus verschillende zijden van hare oppervlakte toe- keert, zoo kan men daaruit veilig besluiten, dat de Zon bolrond is; men heeft ook nergens eenig spoor van afplatting bij haar kunnen opmerken. Wanneer de Zon op- of ondergaat, schijnt zij gewoonlijk veel
grooter dan wanneer zij hoo# aan den hemel staat. In het middaguur, waarop zij haar hoogste punt heeft bereikt, schijnt de schijf veel kleiner dan des morgens of des avonds. Datzelfde verschijnsel neemt men ook bij de Maan en alle andere
sterrenbeelden waar; echter bestaat dat verschil alleen in schijn, want de Zon of Maan, met de nauwkeurigste werktuigen gemeten, geven juist eene tegenovergestelde uitkomst, en men bevindt dat zij juist in het toppunt grooter zijn dan aan den horizon. Welke is nu de reden van het verschijnsel, waardoor iedereen be-
drogen wordt V |
|||||||
|
\' De oudere sterrenkundigen, die de Zon met kijkers beschouwden , kenden het ge-
bruik van donker gekleurde glazen niet. Zn beschouwden de Zon, wanneer die aan den horizon stond of door nevelen bedekt was. Maar zelfs met de hierboven aange- geven behoed middelen blijft eene aanhoudende studie der Zon gevaarlijk voor het ge- zicht. Gallileï en Cassini z{Jn beiden blind gestorven. Men vergete ook niet, dat de verbazende hitte welke in het brandpunt wordt ontwikkeld, zeer dikwijls de glazen doet springen, vooral wanneer het voorwerpglas groot is. Een gemakkelijk en niet gevaarlijk middel is, het beeld der Zon door een kyker in eene donkere kamer op een wit scherm op te vangen. |
|||||||
|
l\'I.AAT I
|
|||||||||||||||
|
UK STKKKKNWKKKU»
|
|||||||||||||||
|
flS*-t-
|
|||||||||||||||
|
ö I Kllipl iki\'lie viicm «lt*r zonars i\'ht|ï aan d«ln horizon
|
|||||||||||||||
|
■M
|
|||||||||||||||
|
Kil!
|
. 2 ümnler! inyV vormen der zonneschijf tuui den horizon tier y.ce
|
||||||||||||||
|
17
|
|||||||
|
Verschillende redenen zijn voor dat verschijnsel gezocht. Eenigen
meenen, dat de dampen op de Aarde bij wijze van vergrootglas werken. Anderen meenen, dat de oorzaak moet gezocht worden in de nabijheid der voorwerpen aan den horizon, waarmede wij Zon of Maan verge lijken. Euler geeft voor reden op den gebogen vorm van het lucht- gewelf, waardoor wij oordeelen dat de hemelstreken aan den horizon verder van ons af zijn, dan de streken boven ons hoofd. Wat er ook de reden van moge wezen, dit is zeker, dat er in
zon- of maanschijf geen verschil in grootte is, noch aan den horizon noch in het toppunt, en zoo er al verschil bestaat, dat het juist liet tegenovergestelde is. § 2. Schijnbare afmeting der zonneschijf. — Verschil in den loop van een jaar. —
Hoevele zonneschijven noodig om rondom den horizon te bezetten. -- De Zon uit de verschillende planeten gezien. - Verschillende graden van licht en warmte door ieder van hen ontvangen. De Zon bezit ongeveer dezelfde schijnbare afmeting als de Maau,
want beide schijven beslaan aan den hemel nagenoeg dezelfde ruimte; op middelbaren afstand is echter de doorsnede der Zon iets grooter. In den loop van een jaar is dat verschil grooter en kleiner, evenals de doorsnede der Maan ons soms grooter en soms weder kleiner toe- schijnt. In beide gevallen komt dat verschil uit dezelfde oorzaak voort, omdat de Aarde zich of wel dichter of wel verder van die hemelli- chamen bevindt. Wanneer de Aarde zich het dichtst bij de Zon bevindt, wat men
perihelium noemt, dan is de schijnbare middellijn het grootste en be- slaat .\'52\' 36", 5\', zulks komt voor op den ln Januari. Op den 1" Juli echter is de Aarde het verst van de Zon verwijderd, wat men aphe- Uum noemt, en dan is voor ons oog de zonneschijf het kleinste onge- veer 31\' 31",23. In de eerste dagen van April en October is de Aarde op middelbaren afstand en beslaat de zonneschijf 32\' 4". Plaat II tig. 1 geeft de afmetingen der Zon op die verschillende tijdstippen. -\' |
|||||||
|
Aphelium van het Grieksche apo ,ver van, en ylios, de Zon; perihelium vanperi,
dicht bjj- In de meetkunde wordt de omtrek van een cirkel in 300 gelyke deelen
verdeeld, welke men graden noemt en aldus schrijft: 300°. lederen graad verdeelt
men in 60 minuten, aldus geschreven: 60\' en iedere minuut in 60 seconden, aldus: 60".
- Wanneer wjj de licht- of warmtegevende oppervlakte der Zon op haren gemid-
2
|
|||||||
|
ri.Avr n.
|
||||||
|
Dl: sTi\'i;i:i\'.N\\\\ï.i;r.u>
|
||||||
|
\'\'iv \'1 Schijnbare nfmelind d<*i\' /.<nin>-s. hitl\' uil de wrsehillende iil.niflcii
|
||||||
|
18
|
|||||
|
De omtrek van den horizon of van eiken anderen grooten cirkel
over het hemelgewelf zou gevuld zijn met 673 zonneschijven van de- zeltde afmeting als waarin zij zich aan ons oog vertoont hij haren middelbaren afstand; 685 waren er noodig op het tijdstip van het aphelium en 662 hij het perihelium. De schjjnhare afmeting van een voorwerp verschilt veel naargelang
van den afstand waaruit wij het heschouwen: daarom moet de afme- ting der zonneschijf zeer verschillen, naarmate men die uit de ver- schillende planeten van ons Zonnestelsel beschouwt; hoe verder de planeet verwijderd is, hoe kleiner de afmeting der Zon. Om getallen te vermijden waarvan de voorstelling steeds moeielijk blijft, hebben wij de verschillende afmetingen der Zon, op haren middelbaren afstand van uit de voornaamste planeten beschouwd, hier bij elkander ge- vocgd. Plaat II tig. 2, Men vergetc echter niet dat al verandert de schijnbare grootte der
Zon, de innerlijke kracht van den lichtenden glans der Zon steeds dezelfde blijft; wel te verstaan na aftrek van de opslorping, veroor- zaakt door de dampkringen dier lichamen, over wier dichtheid wij nog gecne juiste gegevens bezitten. De kracht dus van het licht of van de warmte, door eenc planeet ontvangen, staat enkel in ver- liand niet de uitgestrektheid der schijnbare oppervlakte van de zon- neschijf. Om echter de gansche uitstraling op iederen bol te beoor- deelcn moet men zoowel den afstand tot de zonneschijf in aanmerking nemen, als de uitgestrektheid van het verlichte halfrond. Uit Mercurius, de dichtst bij de Zon zijnde planeet, zou men de
Zon zien onder de grootste afmetingen, uit Neptunus integendeel on- dcr de kleinste. De lichtgevende omtrek der Zon is 6670 maal groo- tcr voor Mercurius dan voor Neptunus, die aan de grenzen van ons zonnestelsel is geplaatst. Hij de beschouwing der physischc samen- stelling der planeten zullen wij tevens de hoeveelheden licht en warmte nagaan, waarmede de Zon hunne oppervlakte overstroomt. Hier echter delden afstand stellen op 10,000, dan kr(jgt men voor den versten en dichtsten at-
stand de getallen 10,335 en 9,063. Diezeltde getallen w()zen ons tevens op de betrek- keljjke hoeveelheden licht en warmte, welke op verschillende tijdstippen op Aarde afstroomen, zoodat de Zon gedurende den winter de Aarde meer verlicht en ver- warmt dan in den zomer: die schijnbare tegenstrijdigheid zullen w[j later oplossen, sprekende over de jaargetijden. » |
|||||
|
19
|
|||||
|
kunnen wij reeds opmerken, dat, als de Zon ons zeven maal kleiner
toeschijnt dan uit Mercurius beschouwd en uit Xeptimus nog KKH) maal kleiner, dat zij toch nog voor die zoo ver verwijderde planeet een glans bezit, waardoor zij alle sterren overtreft, welke wij aan den hemel zien. Geheel anders zou liet zijn. wanneer de Zon op een afstand stond, gelijk aan de dichtst nabij zijnde vaste sterren. Op zulk een\' onmetelijken afstand zou die verbazende lichtbol ons slechts een punt toeschijnen, verloren onder de ontelbare vuurpuntcn van den sterrenhemel. § 3. Afstand van de Zon tot do Aarde. — Wat men door parallaxe der zon ver-
staat. — Meeningen der ouden over den afstand. — Aangenomen parallaxe en afstand. — Afstand, door voorbeelden opgehelderd. Het meten van de schijnbare grootte der zonneschijf is voor de
sterrenkunde van het hoogste gewicht: want door die afmetingen, die dag aan dag verschillen, is het mogelijk geworden den afstand te bepalen, waarop iederen dag de Aarde van de Zon is verwijderd, en daardoor heeft men een juist denkbeeld gekregen over den vorm van de loopbaan der Aarde. Maar zoolang men den waren afstand der Zon niet kent, uitgedrukt b. v. in halve evenaars of stralen dei- Aarde, zoolang blijft men ook onbekend met de ware afmeting der zonneschijf en met de lengte der aardbaan. Wanneer wij ons nu een juist denkbeeld willen vormen over de
grootte der Zon en over andere phvsieke elementen, welke met die afmetingen in betrekking staan, of wanneer wij eenc eenheid willen hebben, waarmede wij de uitgestrektheid van ons Zonnestelsel en later die van liet zichtbare Heelal kunnen nieten, dan komt alles neer op de beantwoording der vraag: welke is de middelbare afstand der Zon van onze Aarde\'? of welke is de middelbare straal van de baan, welke de Aarde in een jaar rondom de Zon beschrijft? De sterrenkundigen zeggen hetzelfde wanneer zij vragen: welke is de parallaxe der Zon? Verklaren wij eerst wat men door parallaxe verstaat; later zullen
wij in het derde deel uiteenzetten op welke wijzen men die parallaxe zoekt en berekent. Parallaxe, verschilzichl, van het Grieksche paralasso, ik verschil, om-
dat de parallaxe het punt aan den hemel schijnbaar verplaatst. |
|||||
|
20
|
|||||||||||||
|
Zij ba onze Aarde en
|
|||||||||||||
|
Hg. 1.
|
|||||||||||||
|
C D e k m het hemelgewelf:
zoo iemand nu de Zon Z uit b beschouwde zou hij haar zien in C, en zoo iemand haar beschouwde uit het middelpunt der Aarde dus uit a zou hij haar in D aan den heinel zien; dat ver- schil uu is de parallaxe en de hoek bza geeft dat verschil aan. Wordt de Zon of eene ster waargenomen op het oogenblik dat zij bo- ven den horizon komt, dan noemt men het verschil horizontaal parallaxe, deze is immer de grootste; verder stijgende noemt men het hoogte parallaxe: alleen in het toppunt bestaat er geene parallaxe, omdat de geziehtstraal dan samenvalt met den straal uit het middelpunt. Het verschil dat eene ster oplevert, wanneer zij be- schouwd wordt uit twee verschillende punten in de baan, welke de Aarde rondom de Zon beschrijft, noemt men j aar lijk se h e paral- 1 a x e. \'t Is dus hetzelfde wanneer men vragen zou, hoe groot zou de hoek bza wezen, wanneer men uit het middelpunt der Zon de halve middellijn der Aarde ba beschouwde? De eerste eenigszins juiste bepaling van die parallaxe dagteekent
uit de vorige eeuw. Op zeer verschillende wijzen is men tot die uit- komst geraakt en met ongeduld worden de jaren 1874 en 1882 af- gewacht, waarop de planeet Venus over de zonneschijf zal gaan, om dan niet de nauwkeurigste werktuigen berekeningen te maken en uitspraak te kunnen doen tusschen de nog eenigszins uiteenloopende uitkomsten van die verschillende berekeningen. Wij nemen voor al onze volgende berekeningen de paralaxe der Zon 8"ö7 en volgen daarin K. von Littrow, directeur der Keizerlijke sterrenwacht, te Weenen. De straal der Aarde of de halve middellijn zou dus uit de Zon gezien eene schijnbare afmeting hebben van 8",57 en de gansche niiddcllijn dus eene lengte van 17", 14. Door eene eenvoudige bere- kciiing verkrijgt men dan voor den middelbaren afstand der Zon. |
|||||||||||||
|
25
|
|||||||||||||
|
24,.\'5(K) aardstralen of 153,000,000 kilometers.
|
|||||||||||||
|
21
|
|||||||||||
|
Vóór liet jaar 1769 hadden de sterrenkundigen op zeer verschil-
lende en niteenloopende wijzen den afstand der Zon berekend. \' Ue seliool van Pythagoras, welke over het wereldstelsel reeds zeer
juiste begrippen had, nam voor den afstand der Zon 18,000 mijlen; daardoor zou de ware middellijn der Zon slechts Ki7 mijlen lang zijn, en zoo begrijpen wij hunne vergelijking dat de Zon grooter was dan de Peloponesus. Aristarehus van Sanios en op zijn voetspoor Ptolomeus, Copernicus en Tvcho stelden dien afstand op 12ÓO aard- stralen of ongeveer 2 millioen mijlen, dat was 20 maal kleiner dan de ware afstand. Keplcr verdrievoudigde dat getal. Cassini en La- caille echter waren het dichtste bij de waarheid: want zij schatten den afstand op 28,000 en 21,000 aardstralen. Nog geeft ons d\'Alembert eene berekening op van een ongenoemde, die den afstand bepaalt op 24,000 aardstralen. Arago geeft in zijne populaire sterrenkunde den afstand door Riceioli en Hevelius gevonden op 7000 en 5,200 aard- stralen; eindelijk nog die van liicher en Maraldi, die hunne bereke- ningen maakten uit de oppositie van Mars op 21712 en 20(i2<> halve middellijnen of stralen onzer planeet. |
|||||||||||
|
20
|
|||||||||||
|
153,000,000 kilometers of 20,656,000 geogr. mijlen is dus in ronde ge-
tallen de afstand der Zon van de Aarde en wel de middelbare afstand, waarop zij zich bevindt in de eerste dagen van April en October, de andere afstanden zijn: In hel perihelium, 1 Jan., 150,000,000 kilomeiers.
Li hel aphelium, 1 Juli, löf>,000,000 kilometers. Deze getallen geven ons echter geen genoegzaam denkbeeld van
den afstand, welken zij uitdrukken. Door het gebruik van zekere mid- delen en vergelijkingen kunnen wij er ons eerst eenigszins een begrip van vormen; want wanneer de afstand zich verder dan ons gezicht |
|||||||||||
|
1 Zie hier eenige dier uiteenloopende uitkomsten. Uessel vond door berekening en
vergelijking der verschillende overgangen van Venus in de vorige eeuw, dat de zonneparallaxr geljjk stond aan.......................................... 8",58. Polawski, door dezelfde wjjze........................................... 8",86.
Winaecke, door berekening op Mars...................................... 8",9C.
Ilansen, door de parallaetisehe effening der Maan.......................... 8"92.
Stone.................................................................. 8",93.
Leverrier, naar de bewegingen van Mars, Venus. de Aarde................. 8",95.
Foucault, uit de berekening over de snelheid des lichts ..................... 8",8fi.
|
|||||||||||
|
22
|
|||||
|
uitstrekt dan lost zich liet l>eeld op en wij zijn genoodzaakt tot an-
dere middelen onze toevlucht te nemen; dan vragen wij h. v. hoeveel tijd eene kracht, wier snelheid wij kennen, noodig heeft om dien afstand te doorloopen, en zoodoende komt het denkbeeld van duur het begrip van uitgestrektheid te hulp. Wanneer wij nu van zulke middelen gebruik maken, begrijpen wij beter den afstand, welke de Aarde van de Zon afscheidt. Het licht doorloopt geregeld in ééne seconde 2(J8,000,<MX) meters.
Van de Zon tot de Aarde heeft bet licht noodig 513 seconden en 42 honderdste deelen of 8\' 33",42. Een kanonskogel van 12 pond nit het stuk gejaagd met eene lading
van (i pond kruit, vliegt in de eerste seconde voort met eene snel- heid van 500 meters. Wanneer hij die snelheid zou bewaren tot aan de Zon, zou bij !• jaar en 8[ maand noodig hebben om haar te bereiken. Wanneer wij ons een spoorweg denken, die in rechte lijn onze
Aarde met de Zon verbindt, dan zou een sneltrein, die geregeld 50,000 meters per uur doorloopt, 351 [ jaar noodig hebben om dien afstand af te leggen. In Januari 1871 vertrokken, zou bij eerst in Juni 2222 de Zon bereiken. 12,800 tegen elkander geplaatste aardbollen zouden de ruimte vullen
tussehen onze Aarde en de Zon. Eenige planeten zijn dichter bij de Zon dan onze Aarde, maar een
groot aantal zijn er ook veel verder van verwijderd. Neptunus, die, voor zoover wij weten, de laatste van ons zonnestelsel is, staat der- tig maal verder verwijderd dan de Aarde. Het licht nu doorvliegt die ruimte in 4 uren, 16 minuten, 30 seconden; de kanonskogel zou 291. jaar noodig hebben en de sneltrein 10,545 jaar, om van Neptu- nus tot de Zon te geraken. § 4. Ware afmetingen der Zon. Middellijn, omtrek , oppervlakte en inhoud der
Zon. — De omvang der Zon vergeleken met de Aarde. — Vergelijkingen. Wanneer de Zon, niettegenstaande haren verbazenden afstand, ons
reeds een aanzienlijke bol toeschijnt, dan moet voorzeker haar wa- re omtrek verbazend groot wezen. De zonneschijf later zullen wij zien dat baar cirkelvorm reeds een kogelvorm te kennen geeft heeft inderdaad een niiddellijn 112 maal grooter dan die van onze Aarde. Het verschil tussehen die twee bollen kunnen wij gemakkelijk ons aldus duidelijk maken. De parallaxe der Zon namelijk is 8",57, |
|||||
|
23
|
||||||||
|
liet dubbel er van is de lengte van de middelijn van onze Aarde, uil
de Zon gezien, dus 17",14 en de middellijn der Zon uit de Aarde gezien is ongeveer 32\' of\'juister 1923 ",86; nu deele men slechts dit getal met de middellijn der Aarde en de uitkomst duidt het verschil aan: de middellijn der Zon is dus 112 maal grooter dan die van onze Aarde. Wanneer men nu de verschillende afmetingen der Zon beschouwt
de lengte uitgedrukt in kilometers, de oppervlakte in vierkanten en de inhoud [in kubieken dan komt men tot de volgende uitkomsten: De halve middellijn of straal der Zon is 714,88(5 kilom. of 96,515
geogr. mijlen. De omtrek over een van hare groote cirkels is 4,493,530 kilom. of 606,660 geogr. mijlen. Al die afmetingen zijn steeds 112 maal grooter dan die van onze Aarde. \' De oppervlakte der Zon n. 1. van haar lichtgevend beklecdsel is
niet minder dan 12,593 maal de oppervlakte van onzen aardbol. Haar inhoud uitgedrukt in kubieke mijlen bedraagt 3,759,100,000,000,000. Om van eene massa, door zulk een getal uitgedrukt, ons eenigszins
een begrip te vormen, is het noodig die te vergelijken met onze Aarde die zelf 2,(5;">!),000/HX) kubieke mijlen inhoud heeft, en dan komt men tot de slotsom dat de Zon alleen gelijk staat niet ongeveer 1,413,400 van onze aardbollen. De Aarde is niet de grootste der planeten, want Jnpiter, Saturnus, Uranus, Neptunus zijn ieder 1469, 905, 98 en 88 maal grooter dan de Aarde; maar denkt men zich alle planeten en hunne manen tot één lichaam vereenigd, dan zou toch de Zon nog 600 maal grooter zijn dan de verecniging van die allen. |
||||||||
|
\' Een eenvoudig hulpmiddel leert ons uit den afstand der Zon hare ware afmetin-
gen kennen. Men neme een cartonnen schijf v»n eene onbepaalde middelen, b. v. een palm of decimeter en verwijdert die zoo ver van het oog, dat zjj juist den om- trek der Zon bedekt, dan zal men bevinden dat de afstand tusschen oog en sohjjf 10 Fig. 2.
|
||||||||
|
Afmeting der Zon afgeleid uit haren afstnnil
|
||||||||
|
i\'l
|
||||||
|
De Maan is van ons <><» aardstralen verwijderd, dat is 381,978,990
meters. Welnu, in de vooronderstelling dat de Zon bol en de Aarde in haar
middelpunt geplaatst was, kon de Maan binnen de Zon zich op den- zelfden afstand om de Aarde bewegen als thans, terwijl de Maan toch noch 52 aardstralen of 331,048,458 meters van de oppervlakte der Zon verwijderd bleet\'. Hg. s Arago verbaalt
iu zijne populaire
sterrenkunde de volgende vergelij- king, die wel in staat is ons een denkbeeld te geven van den wónder- vollen omvang der Zon. Ken professor be-
dacht bet volgende middel om zijne leerlingen een be- grip te geven van de ware grootheid der Zon. Hij tel- Betrakkeiyke afmeting der zonneschijf, rad den omloop der Maan. **e (ie giaailKOirelS
van een liter en bevond dat het getal middelbare grootte 10,000
was; een decaliter bevatte er dus 100,000 en 14 zulke decali- ters 1,4(H),0<>0. Toen bij dus die 14 decaliters op één hoop schudde, zonderde bij er één graankorrel van af en sprak: die ééne graan- |
||||||
|
millimoters 72 bedraagt. Wanneer men nu onderstaande figuren beziet, dan is het
gemakkelijk op te merken, dat er tusschen den waren omtrek der Zon en dien van de cartonnen schijt, dezelfde verhouding bestaat als in den afstand, welke den beschou- wer afscheidt van beidt! voorwerpen. De middellijn der Zon is dus gelijk aan zoovcelmaal een decimeter als de afstand
van het oog tot de schjjf 10\'" >» 72 vervat is in den afstand der Zon of 153,000,000 kilometer, en dan verkrijgen wjj ongeveer 1,420,000 kilometers. De wjjze door de sterrenkundigen gebezigd is wel minder eenvoudig, maar steunt
toch op hetzelfde beginsel. |
||||||
|
25
|
|||||||
|
korrel vertegenwoordigt nu de Aarde en die gansche boop de Zon.
Wanneer wij later de afmetingen der Aarde zullen nagaan, ons
door die graankorrel voorgesteld, dan duizelt onze verbeelding hij de grootheid van die fakkel, welke onze wereld bestraalt, die zelf toch maar eene lichtende stip is in die onmeetbare ruimte verspreid. Omdat de Aarde slechts een enkel lid is van het groote planeten
gezin, zouden wij die vergelijkingen van onderlinge grootheid voort moeten zetten en toepassen op de voornaamste hollen, die rondom die Zon wentelen. In de afzonderlijke beschrijving echter van ieder hunner zullen wij gelegenheid genoeg hebben om over hunne eigene afmetingen uit te weiden en daarbij de juiste getallen op te geven : vergenoegen wij ons heden om bij benadering de betrekkelijke grootte en afstand van de Zon en de Aarde nog door een paar voorl>eelden op te helderen. Wanneer wij de Zon afbeelden als een bol van één decimeter, dan
zou de Aarde moeten voorgesteld worden door een korreltje van nog geen millimeter middellijn, dat wij op 21,m44f> van den zonnebol moeten plaatsen. Wanneer wij ons de Aarde voorstellen als een ge- wone aardglobe van 30 centimeters middellijn, dan zouden wij de Zon moeten voorstellen als een bol van ;)2:»,44 middellijn en wel op een afstand van 3500 meters. Omdat men beter den invloed begrijpt welken eene ster, zooals onze
Zon is, uitoefent door hare reusachtige afmetingen op de andere licha- men, welke om haar wentelen, zijn hier zoo vele gemeenzame ver- gelijkingen gegeven om aan onze zinnen en vervolgens aan ons verstand het juiste begrip te geven van zulke verhoudingen. |
|||||||
|
II.
Omwenteling der Zon.
§ 1. Omwenteling der Zon, door J. Bruno en Kepler verondersteld, door Fnbri-
eius en Gallileï ontdekt. — De zonnevlekken, hunne schijnbare beweging. — De Zon wentelt van het Westen naar het Oosten. De Zon wentelt met eene gelijkmatige beweging, in een tijdsver-
loop van bijna 25} dag, om hare as. |
|||||||
|
26
|
|||||
|
De ontdekking van die bcwe^in^, van zulk groot belang voor de
sterrenkunde, had plaats in het begin der zeventiende eeuw, toen men door de toen uitgevondene kijkers de Zon begon te beschouwen. Aan onzen Hollandschen sterrenkundige Joannes Fabricius komt de eer van die ontdekking toe, zooals blijkt uit het verslag- dat hij in 1(511 in het licht gaf. Jordanus Bruno en Kepler hadden die wenteling der Zon wel ondersteld maar niet bewezen. Gallileï echter, die in hetzelfde jaar de zonnevlekken ontdekte, kwam tot hetzelfde besluit als onze geleerde vaderlander. Zie bier de omstandigheden, waaraan Fabricius die ontdekking te
danken had. Toen Fabricius op zekeren dag met een\' kijker de zonneschijf be-
schonwde, zag hij op hare oppervlakte eene donkere vlek, welke bij in den beginne voor eene wolk hield; nauwkeurig echter dat verschijn- sel beziende, bemerkte hij dat bij zich bedroog. De hoogere klim- ming der Zon en haar verblindende glans, (want men bediende zich nog niet van gekleurde glazen,) noodzaakten hem het onderzoek tot den volgenden dag uit te stellen. "Het overige van den dag en den "daarop volgenden nacht," zoo verhaalt hij , -\'brachten wij, (mijn vader "en ik,) in groote spanning en ongeduld door; al gissende wat toch "die vlek kon wezen. Heeft die vlek, zoo redeneerde ik, haren "zetel o]) de Zon, dan zie ik haar morgen terug, maar behoort zij "niet tot de Zon, dan is zij ook verdwenen. Den volgenden dag zagen "wij, vol vreugde, baar weder; bemerkten echter dat zij een weinig "van plaats was veranderd, waardoor onze onzekerheid nog vermeer- "derd werd. Nu beproefden wij de zonnestralen door eene kleine ope- "ning in een duister vertrek op een wit papier op te vangen en zagen "nu duidelijk die vlek in den vorm eener langwerpige wolk. Gedu- "rende drie dagen belette eene betrokkene lucht verdere nasporingen "te doen. Na verloop van dien tijd ontdekten wij op nieuw die vlek, "welke schuins naar het westen was voortgegaan; en tevens bemerk- "ten wij aan den rand der zonneschijf eene andere kleine vlek, die "na eenige dagen het midden der Zon had bereikt. Eindelijk kwam "er een derde, terwijl de eerste aan den westelijken rand verdween, "gevolgd door de anderen. Nu vervulden mij hoop en vrceze of ik ze "wel terug zou zien, totdat 10 dagen daarna de eerste weder aan "den oostelijken rand der Zon verscheen: daaruit begreep ik dat er "eene omwenteling op de Zon plaats greep; langzamerhand bevestigde |
|||||
|
27
|
||||||
|
"ik mij zelve meer en meer in flat denkbeeld; terwijl ook anderen ,
uaan wie ik die vlekken toonde, er van overtuigd werden. Toch "hield de twijfel mij tegen, om mijne ontdekking bekend te maken, "en bijna bad ik berouw er zoo veel tijd aan besteed te hebben; "want ik bemerkte, dat die vlekken hare onderlinge afstanden "niet behielden en dat zij in vorm en snelheid veranderden: grooter "was echter later mijn genot, toen ik er de reden van begreep; want "aangenomen dat die vlekken zich op het lichaam der Zon be- " vinden, dat bolvormig is, zoo kon het niet anders of die vlekken "moesten kleiner worden en langzamer voort schijnen te gaan, naar "mate zij den rand der Zon naderen. "Wij noodigen de minnaars der natuurkundige wetenschappen uit,
"om met deze schets hun voordeel te doen. Zeker zullen ook zij dan "veronderstellen, dat de Zon eene wentelende beweging heeft, zoo "als Jordanus Bruno in zijne verhandeling over het Heelal (1591) "en Kepler in zijn bock over de beweging van Mars reeds aandui- "den; want zonder omwenteling begrijp ik bet volstrekt niet, wat "er van de vlekken te maken is." Gallileï drukte zich nauwkeuriger uit. Hij mat den duur van den
tijd, waarop de vlekken zich vertoonen en gaf daarvoor ongeveer 14 dagen. Eene halve eeuw dus vóór dat men de omwenteling van Venus,
Mars en Jupiter ontdekte, kwam men reeds tot de kennis van de omwenteling der Zon. Zonder ons voor het oogenblik op te houden niet de natuur dier
vlekken, waarover later, willen wij eerst nagaan, hoc de waame- ming van eene zonnevlek er ons toe brengt, de beweging der om- wenteling, de gelijkvormigheid en den duur nader te bepalen. Wanneer men met behulp van een astronomischen kijker\', die ons
een omgekeerd beeld geeft, eene zonnevlek beschouwt op het oogen- blik, dat zij voor ons op de zonneschijf zichtbaar wordt in a bijv. fig. 4 aan den oostelijken kant der Zon, dan beeft zij den vorm van |
||||||
|
\' Een astronomische kijker bestaat, om meer duidelijkheid te verkrijgen, uit slechts
twee glazen, maar geeft een omgekeerd beeld, wat echter voor de beschouwing des hemels niet hindert. Men ziet dus het bovenste gedeelte der Zon het onderste, het onderste het bovenste, het linksche gedeelte rechts en omgekeerd. Men dient dit in het oog te houden om de schijnbare beweging der vlekken goed te begrijpen. |
||||||
|
28
|
||||||||||||
|
eene streep, ten minste langwerpig smal: in de eerste (lagen is hare
beweging naar het midden langzaam. Dagelijks wordt zij grooter en schijnt sneller voort te gaan, totdat zij het midden heeft be- reikt, of het midden van haren loop op de schijt\' in o. Van o nu |
||||||||||||
|
i i» i
|
naar b vermindert wederom die snelheid in
|
|||||||||||
|
dezelfde verhouding als die vermeerderd
|
||||||||||||
|
was van a naar o.
Waar de verschillende vlekken zich ook
gelijktijdig mogen bevinden, niet betrekking- tot elkander beschrijven zij altijd even wij - dige lijnen, dan eens recht dan eens schuins over de zonneschijf, al naar het tijdstip der waarneming. Overigens, hoe verschillend zij . , , ,, ook zijn in vorm en in afmeting; aan den rand Schünbarc Iteweginp uit vlekken vmi •\' ° \'
den Oost- naar den Westkant der Zon. /Jjn zjj n,oeielijk te bCSchoiUVCn ; (Ultt Schijnen
zij zeer eng op hunne loopbaan of meer in het loodrecht verlengd;
terwijl zij dichter bij het midden grooter schijnen te worden: steeds hebben zij denzelfden tijd noodig voor hunnen overgang van den oostkant tot den westkant, waar en hoeverre van het midden zich ook hunne banen bevinden; terwijl men tevens bevindt dat bun ver- dwïjnen achter de schijf bijna even lang duurt als hun zichtbaar zijn op de schijf en wel iets minder dan 14 dagen. Deze omstandigheden bewijzen ontegenzeggelijk dat de Zon om
hare as wentelt; want die vlekken zijn tijdelijke toevalligheden op hare oppervlakte, en daardoor is bet ons gegeven die oppervlakte in haren gansenen omtrek te beschouwen. Die vlekken belmoren tot de oppervlakte der Zon; want als er
sprake kon wezen van lichamen die op zekeren afstand rondom de Zon wentelen, even als de planeten,\' dan zon in de eerste plaats hunne beweging zeer gelijkvormig wezen; hoe grooter hun afstand van de Zon, hoe grooter ook hunne snelheid, zooals men dat waar- |
||||||||||||
|
1 Gallileï bestreed reeds de meening van Selieiner, die aanvankelijk geloofde, dat
die vlekken hun zetel niet in de Zon hadden, maar gelijk waren aan planeten, die rond de Zon wentelden en ons dan hnnne duistere zjjde toekeerden, zoo als met Mercurius en Venus gebeurde. Schelder werd echter van het tegendeel overtuigd, deed eene groote menigte waarnemingen, die h\\j in 1630 uitgaf in een folio werk van 800 pag. onder den titel Rosa Ursina. |
||||||||||||
|
29
|
|||||||
|
neemt bij de overgangen van Venus en Mercurius. Overigens zouden
die lichamen dan zwart tegen de Zon afsteken, en zoowel aan den rand als in het midden steeds dezeltde afmetingen behouden en van eene verandering in den vorm, zooals wij bij die vlekken opmerken, kon geen sprake zijn. Eindelijk de duur van den overgang moest veel korter zijn dan het tijdsverloop waarop zij verdwijnen, omdat dit een veel grooter deel van hunnen loop moest zijn. Nog heeft men eene andere veronderstelling gemaakt, en wel, dat
die vlekken eene eigene beweging hadden en niet van de beweging der Zon afhingen; dat de Zon dus stilstond en niet wentelde, maar alleen de vlekken voortgingen. Iets is er in die bewering dat waar is, en wel dat die vlekken eene eigene beweging hebbeu; hoewel het toch de Zon is, die de vlekken voorttrekt en oorzaak is van hunne beweging: anders was het onmogelijk dat zulke afgezonderde lichamen, die noch van de Zon, noch van elkander afhankelijk wa- ren, zulk een regelmatigen loop konden behouden, en zich in zulke evenwijdige loopbanen konden bewegen. Het verschil van snelheid, dat men waarneemt bij den overgang eener vlek is juist een bewijs voor de gelijkvormigheid der zonneomwenteling; want als men de verhouding berekent, welke er bestaat tusschen de schijnbare en ware snelheid op de oppervlakte van een bol, dan bevindt men dat deze juist overeenkomt met de uitkomsten, welke de meetkunde verkrijgt, wanneer zij eene gelijke omwenteling veronderstelt. Het is dus een feit, dat geen twijfel meer toelaat: de Zon wentelt
om zich zelve in de richting van de regter- naar de linkerhand, met betrekking tot iemand, die zich in het vlak van haren evenaar zon bevinden, met het gelaat naar het noordelijk halfrond. Diezelfde rich- ting van omwenteling en vooruitgang bestaat bij de Aarde en alle andere planeten: men duidt dit aan door te zeggen, dat zij zich be- wegen van het westen naar het oosten.\' § 2. — Verschil tusschen tle schijnbare en wan omwenteling der zonnevlekken.—
Polen en evenaar der Zon. — Vorm der loopbanen van de vlekken , volgens den tjjd van het jaar. — Verschil van den duur der omwenteling, waargenomen volgens de breedtegraden der vlekken. |
|||||||
|
1 Wanneer men de Zon beschouwt, keert uien zich naar het zuiden van den hori-
zon; voor ons geschiedt dus de omwenteling der Zon van het oosten naar het wes- ten, maar op de Zon zelve van het westen naar het oosten. |
|||||||
|
:;<»
|
||||||||||||||
|
De schijnbare omwenteling der zonnevlekken is liet tijdsverloop,
dat eene vlek noodig heeft om uit het middelpunt der zonneschijf weder voor den beschouwer tot dat zelfde middelpunt terug te kee- ren. Dat tijdsverloop verschilt, zooals wij zien zullen, volgens de breedte, waarop de vlekken zieli van den zonne-equator bevinden: daardoor kan men het verschil uitleggen, dat de sterrenkundigen in hunne berekeningen hadden. Cassini hcpaalde die omwenteling op 27 dag. 12 uur 20 min., Lalande op 27 dag. 7 uur 37 min., Langier op 27 dag. 4 uur middelbare zonnedagen. Die schijnbare omwenteling, de synoditche genoemd, is echter veel
langer dan de ware de astcrische; want gedurende de omwenteling der Zon gaat ook de Aarde op hare haan om de Zon voort. Wanneer de Aarde onbeweeglijk bleef, dan zou, in de veronderstelling dat ook de vlek geene eigene beweging heeft, de tijd welke die vlek noodig heeft, om uit het midden tot het mid-
|
||||||||||||||
|
Hg. 5.
|
||||||||||||||
|
den terug te keeren, ook juist den tijd
aangeven, welke de Zon voor hare om- wenteling noodig heeft. Wanneer de Aarde echter haren loop volbracht in denzelfden tijd, waarin de zonnevlek hare omwenteling doet, dan zou de waarnemer op de Aarde steeds in ge- lijke lijn met de vlek blijven, die voor hem onbeweeglijk zou schijnen. Tusschen die beide veronderstellingen
nu ligt de waarheid; want terwijl de Zon omwentelt, gaat de Aarde een gedeelte van hare baan voort. Wan- neer dus de vlek hare omwenteling heeft gedaan en in het midden is ge- komen , dan neemt de waarnemer de vroegere plaats niet weer in, want hij |
||||||||||||||
|
Yerlchil van de schijnbare omwenteling
der Zon met de ware. |
is met de Aarde voortgegaan: de vlek
|
|||||||||||||
|
moet dus nog een deel omwentelen om
voor den beschouwer weder in het midden der zonneschijf te komen. De schijnbare omwenteling is dus juist zoo veel langer als de Aarde gedurende dien tijd is voortgegaan. Wanneer v eene vlek is, welke door een waarnemer, op Aarde in
|
||||||||||||||
|
31
|
|||||
|
A zijnde, in liet midden der zonneschijf z gezien wordt , dan zal,
wanneer die vlek na haren omloop weder in v gekomen is, de be- Bchouwer niet de Aarde tot in A\' zijn voortgegaan en dos voor hein heeft de vlek het middelpunt nog niet bereikt, maar moet voortgaan tot in v\'. De zaak is dus, te weten hocvele graden, minuten of se- eonden de boog tusschen v en v\' bevat, of wat hetzelfde is, hoe groot de baan is welke de Aarde van A tot A\' heeft doorloopen. De ware omwenteling der Zon is dus gelijk aan de schijnbare;
daarvan afgetrokken ongeveer twee dagen, welke de Aarde noodig heeft om van A tot A\' te komen: zoodat eene vlek, die om voorliet oog van den beschouwer van midden tot midden te wentelen, noodig heeft 27 dagen 4 uur, voor de ware omwenteling geeft 2h dagen en S uren. Uit de loopbaan eener vlek kan men met juistheid de richting van de
omwentelingsas bepalen en dus ook de beide polen en den evenaar der Zon. Wanneer de as loodrecht op de baan stond, welke de Aarde om de Zon beschrijft, dan zou daarvan een noodzakelijk gevolg wezen dat alle vlekken, waar zij zich ook bevinden, op de zonneschijf altijd evenwijdige loopbanen met den evenaar der Zon moesten hebben. De waarneming toont ons dat zulks niet plaats heeft, omdat de vlekken volgens het jaargetijde bolronde lijnen beschrijven naar boven of naar onder; maar nooit evenwijdig met de loopbaan der Aarde : dus staat de as der Zon niet loodrecht op den ecliptica. Volgens Carrington belt de evenaar der Zon 7° 15\' op de loopbaan
der aarde; zoodat de as, welke de beide polen der Zon zou vereeni- gen met de aardbaan, een boek maakt van 82°4f>\'. Hieruit volgt dus, dat de Aarde in baren jaarhjkschen omloop, zich dan eens boven, dan eens onder den evenaar der Zon bevindt. Wanneer zij er zich boven bevindt, b. v. in Juli en September, dan beschrijven de vlek- ken bolronde lijnen naar de noordpool der zon gericht: maar be- vindt de Aarde zich onder den evenaar der Zon, b. v. in Februari en Maart, dan zijn die lijnen bolrond naar de zuidpool geriebt. Op twee tegenover elkander liggende punten staat de Aarde in hetzelfde vlak met den evenaar der Zon : die beide punten noemt men den klimmenden of dalenden knoop, al naar dat de Aarde van [dat punt boven den evenaar der Zon klimt of er onder daalt. Op den 4n Juni en den (\'m December hebben die beide overgangen over den1 evenaar der Zon plaats, en dan schijnen de vlekken op de zonneschijf voor |
|||||
|
32
|
||||||||||
|
ons rechte lijnen te beschrijven , hoewel in tegenovergestelde richting,
al naardat de knoop klimmend of dalend is. Wanneer de omwenteling der Zon, zooals wij die opmaken uit
de waarneming der vlekken, volkomen gelijkmatig was, dan moest de berekening van den waren omwentelingstijd steeds dezelfde iiit- komst geven, en daaruit zou dan volgen moeten, dat de vlekken geene eigene beweging of verplaatsing hadden. Eene nauwkeurige en Kig. C.
|
||||||||||
|
Februari. Maart. 4 Juni.
|
||||||||||
|
Juli. September. 6 December.
Vorm der lgnen door de vlekken op de zonneschijf besebreven op verschillende tijden des jaars.
|
||||||||||
|
voortdurende studie dier bewegingen heeft echter geleerd, dat er zulk
eene regelmatigheid niet bestaat. Vooreerst de vlekken veranderen van vorm, verminderen en vermeerderen in omvang en dat alleen zou ons reeds de reden geven, waarom de berekeningen verschillen; maar weldra giste men ook, dat de vlekken, behalve de algemeene beweging, waarin de gansche bol der Zon deelt, zich zelven ook op de oppervlakte verplaatsen en dus eene eigene beweging hebben. Uit een groot aantal zeer nauwkeurige waarnemingen, welke wij
aan Laugier te danken hebben, blijkt, dat niet alleen verschillende vlekken in hunnen omloopstijd verschillen, maar dat men zelfs bij dezelfde vlek zulk verschil waarneemt. Zoo wezen 29 waargenomen |
||||||||||
|
33
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
vlekken op een\' middelbaren omloop van 25d*ff34, terwijl hun maximum
was 20<l»s23 en hun minimum 25d*«28. Dezelfde vlek gat\'voor hare om- wenteling getallen die van 2 tot 5 uren verschilden. Daardoor werd het uitgemaakt dat ook de vlekken eene eigene beweging hadden; welk bc- wijs nog versterkt werd. toen men den afstand van twee vlekken mat. Uit dat alles trok de genoemde sterrenkundige het besluit. dat eene
vlek zich verplaatst niet eene snelheid van 111 nieters in de seconde. Een feit echter van het hoogste belang en volkomen in overeen-
stcinining met de overige waarnemingen is kortelings openbaar ge- maakt door een Engelschen sterrenkundige, < barrington genaamd. Ge- durende zeven en een half jaar, maakte hij eene aanhoudende studie der zonnevlekken en kwam tot het besluit, dat de vlekken zich niet overal met dezelfde snelheid verplaatsen : die snelheid verandert vol- gens de plaats, welke de vlekken innemen in betrekking tot den evenaar der Zon. In het algemeen hoe dichter een vlek bij den evenaar, hoe sneller
hare beweging; en boe grooter hare breedte is, dat is. hoe verder van den evenaar, boe langzamer hare omwenteling. Dat verschil re- gelt zich volgens eene vaste wet: later zullen wij zien, welke ge- volgtrekkingen men daaruit gemaakt beeft voor de physische gestel- tenis der Zon. Zie hier eenige der vcrkregene uitkomsten van Carrington. I
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
X 00°
I \\30°
§ j 20°- 15°
8 I io°
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Evenaar 0°
5° 10° 15° 20° | / 30° 45\' |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
1 Spoerer een Duitsuli sterrenkundige is ook na eene reeks van waarnemingen tot
hetzelfde besluit gekomen. 3
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
34
|
||||||||||||
|
Het gevolg van de omwenteling der Zon zon moeten wezen, dat zij
aan de polen eene afplatting moest hebben, als een noodzakelijk ge- volg van de middelpuntvliedende kracht. Zoo immers is de vorm 011- zer Aarde en der planeten Mars, Jupiter en Saturmis; maar in de verschillende middellijnen der Zon is geen verschil waar te nemen. De oorzaak hiervan is zeker te zoeken in het groote overwicht, dat de zwaarte heeft op de middelpuntvliedende kracht, die om de langzame beweging der Zon zeer zwak moet wezen. Wanneer wij hier van eene langzame beweging spreken, vergete
men niet, dat er dan alleen spraak is van eene snelheid door hoe- ken gemeten: want om den verbazend grooten omvang der Zon ver- krijgen de punten op hare oppervlakte eene duizelingwekkende snel- heid. Zoo doorloopt een punt op den evenaar der Zon niet minder dan 2013 nieters in de seconde, eene snelheid meer dan viermaal zoo groot als de snelheid van een punt op onzen evenaar, dat 4t\'»4 meters in de seconde doorloopt. Zie hier bij elkander gevoegd de uitkomsten verkregen door de
beide sterrenkundigen, die zich bijzonder met de beschouwingen, in deze afdeeling behandeld, hebben bezig gehouden. |
||||||||||||
|
ELEMENTEN. CaRRINGTON. SpOERER.
|
||||||||||||
|
37° 57\' 74° 37\'
7° 1:")\' 6° 57\' 14° 1H\' 14° 2GG4
2ó<i- :\\x 2;")«i, 2340
I
|
||||||||||||
|
knoop.........
Helling.........
Dagelijksche wenteling
Geheele wenteling . . |
||||||||||||
|
III.
De Zonnevlekken. s 1. Zonnevlekken; kern on halfschaduw. — Lichtende vlekken ol\'fakkels: limi
verband met de duistere vlekken. — Verschillende vorm en afmeting der zon- nevlekken. — Ontstaan, verandering en beweging dier vlekken Aan «Ie uitvinding der kijkers en telescopen hebben wij de ontdek-
|
||||||||||||
|
PLAAT III
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
F)K STKRRKJWKKgM).
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
$*$&js
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
\' s%.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
•
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
r
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
- t
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
**
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
V
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Wt
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|K m"*i,;;
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
»
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
*>
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
■Ét
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
•fl fcK
"4
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
■v ,J,
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
•-«"-.6 ! ..\'li
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
**
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
ZONNEVLEKKEN.
Yultfeni d<> waarneming en l.eekeninè van J. Hemcliel |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
35
|
|||||
|
king en de verdere studie der zonnevlekken te danken, en daardoor
kwam men aanstonds, zooals wij reeds gezien hebben tot de kennis van een feit van het hoogste belang, dat de Zon rondom eene on- veranderlijke as wentelt in dezelfde richting als onze aardbol. De kracht van die werktuigen was in den beginne nog zeer zwak;
zoodat de eerste kijkers waarvan (Jallileï zich bediende slechts van 4 tot 7 maal vergrootten; terwijl de sterkste kijker, welke die ver- maarde sterrenkundige gebruikte, eene vergrooting gaf van 32 mid- dellijnen. Langzamerhand kregen die hulpmiddelen grootere vohnaakt- heid, zoodat de reuzentelescoop van Lord Kosse, in Ierland opgericht, tot eene GOUOvondige vergrooting in staat is: daardoor is het mogelijk geworden van de hemellichamen de kleinste verschijnselen te be- spiedeu. («aan wij eerst na, wat de krachtigste nieuwe telescopen ons loeren
over de zonnevlekken. De eerste blik op eene zonnevlek toont ons aanstonds eene twee-
vondige scherp begrensde tint, zoo als men ziet op plaat III en op de talrijke afbeeldingen der zonnevlekken, welke wij later geven zul- len. De eerste bestaat in ééne of meerdere kernen, die in vergeljj- king met den glans van de zonneschijf, donker, bijna zwart zijn. De tweede is rondom die kern een breede grauwe rand, die men, hoe- wel ten onrechte halfschaduw noemt, (péuumbra). Wanneer men de kern eener zonnevlek nauwkeurig in bare ver-
schillende doelen beschouwt, dan komt men tot de overtuiging, dat zij niet overal dezelfde tint bezit; hoewel haar omtrek bijna altijd scherp is afgeteekend. Op eenon donkeren grond bespeurt men even als verdiepingen nog donkerder dan de grond zelve der vlek. Hetzelfde verschijnsel vertoont zich ook, wanneer men de zooge-
naamde halfschaduw nauwkeuriger beschouwt. Die gedeelten, die het dichtst bij de schitterende oppervlakte der schijf zijn gelegen, zijn gewoonlijk duisterder dan het overige; herhaalde en nauwkeurige waarnemingen hebben bewezen, dat zulks geen schijn is, die voort- komt uit de nabij zijnde schitterende schijf, maar dat er een waar verschil van tint bestaat. Zeer dikwijls ziet men dat die halfschaduw doorgroefd is door
lijnon, welke van den uitersten rand tot aan de kern loopen; hoewel in verschillende richtingen, volgen zij toch gewoonlijk de richting, welke do omtrok der kern en der halfschaduw heeft. Men zou ze kun- |
|||||
|
36
|
|||||
|
ncn vergelijken bij de beddingen van talrijke beekjes, welke eene
helling doorploegen, wanneer wij daarmede de halfschaduw vergelijken, om zich te werpen in een kolk, ons door de kern afgebeeld. Soms ziet men ook, hoewel zeldzaam, vlekken, welke enkel uit
eene kern bestaan zonder halfschaduw en soms halfschaduwtni zonder kern. Dezelfde halfschaduw omvat soms verschillende kernen, welke dan van elkander gescheiden zijn door zekere smalle lijnen van eene grauwe of blinkende stof: men zou meenen dat dezelfde kern in ver- schillende deelen verdeeld is door die soort van dwarsche lijnen, welke Herschel lichtende bruggen noemt. De vlekken op Plaat UI geven er een zeer duidelijk voorbeeld van, evenals de afbeeldingen op plaat V. Behalve die donkere vlekken toont de zonneschijf ons zeer dikwijls
zekere schitterende vlekken, wier ontdekking men aan Gallileï ver- schuldigd is, en die, omdat zij even als de donkere en in dezelfde richting zich bewegen, een ontegenzeggelijk bewijs opleveren voor de omwenteling der Zon. .Men duidt ze aan met den naam fakkels. Gewoonlijk vertoonen
zij zich aan den rand van de halfschaduw, zoodat men zou kunnen meenen, dat zij alleen een gevolg waren van het verschil tusschen de donkere tint der vlek en den verblindendcn glans der oppervlakte; dit is echter het geval niet, want men ziet dat dergelijke fakkels de halfschaduw niet gelijkvormig omgeven; dat sommige vlekken ze niet hebben, en wat meer is, men bemerkt dikwijls znlke fakkels zonder vlekken en dan wijst bun verschijnen gewoonlijk op de vormig eener nieuwe vlek op dat punt. Die fakkels hebben soms den vorm van in elkander loopende spo-
ren of groeven, die van verschillende zijden in den omtrek der vlek uiteenloopen, even als beken van eene schitterende stof. Plaat IV geeft een paar merkwaardige voorbeelden van die
fakkels. De vorm dier vlekken is zeer verschillend zooals reeds blijkt uit
de onderscheidene afbeeldingen hier gegeven; maar hoe verschillend die vorm ook is, toch is het maar zeer zeldzaam, dat men geene overeenkomst ziet tusschen den omtrek der kernen en die der half- schaduwen , en daardoor wordt ons aangeduid dat beiden hun ontstaan aan dezelfde oorzaak verschuldigd zijn. /eer zeldzaam vindt men ronde vlekken; gewoonlijk is hun omtrek
|
|||||
|
IM.AAT IV
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Dl\'. STERRENWERELD
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
I
■
-
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
■■ ■: -
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
iX-Jp* A
|
* v>--- ■/•
|
||||||||||||||||||||||||||||||||
|
-
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
V\' ik
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
fc,v-
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
r\'.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
■ ■■•
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
\'ii\' l Xoimevl\'k iin\'i hare fakkels . waargenomen den Vt
Febrnuri 18G.V door Chsrornac |
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Ki". -. \'/.oimivlek mi\'\' lv;«ri\' S\'..|;Im!s. waarji\'iiomeh door Sccchi
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||
|
r,7
|
|||||
|
veelzijdig met binncnwaarts loopende hoeken, zoowel de halfsehadnw
als de kern.
Soms l)ezitten de vlekken den vorm van eene draaikolk, alsofeene
spiraal-beweging de oorzaak liunuer vorming is. De strepen en lijnen van de halfschadaw deelen dan in die beweging, alsof ze door een ronddraaienden stroom in eene kolk worden meegetrokken. Niet minder verscheiden zijn hunne afmetingen: men treft zeer
kleine vlekken aan, die zelfs bij de sterkste vergrootingen nog gelijk zijn aan nauw merkbare punten; onder dezulken vindt men gewoon- lijk kernen zonder halfsehaduw en halfschadaw zonder kernen. (Ver- gelijk plaat III en anderen). Andere vlekken hebben daarentegen eene aanzienlijke uitgebreid-
heid. "In het midden van het jaar 17<v>," schrijft Lalande, "\'zag ik "de grootste en duisterste, welke mij onder de oogen kwam, die op "zijn minst 1\' lengte had, dat is het ;J2ste gedeelte van de middellijn \'der Zon." Arago vermeldt er eene van t(>7", dat is bijna driemaal zoo groot als die van Lalande. Schroeter heeft er eene genieten, die viermaal grooter was dan de oppervlakte van onze gansene Aarde, en dus eene middellijn bezat van 7<XHi mijlen. W. Herschel zag er in 177!» eene die 17,000 mijlen middellijn bezat. \' Wanneer de vlekken, zooals wij later zullen zien, diepe openingen
1 Met zulke afmetingen moesten die vlekken met liet liloote oog zichtbaar x|fn:
de eenige hinderpaal is de glans der Zon, welke men echter, zoonis wH, aangetoond hebben, verzwakken kan. Aan zulke verschijnselen moet men zeker de voorgewende overgang van Mcrcurius toeschrijven in het jaar 807 : de zwarte vlek, welke men toen gedurende acht dagen waarnam, hield men vour de zwarte schijf m de planeet. Jn 810 meende men op die wijze Venus te zien, wel gedurende 01 dagen. Men kende toen de natuur dier verschijnselen nog niet; terwijl men zich tegenwoordig in dat punt niet meer bedriegt. Ken tal waarnemers halen gevallen aan. waarin de vlekken ook zonder kjjkers zichtbaar waren. In de maand Aug. 1612 zagen Gallileï en zijne vrienden eene vlek van 1\' middellijn; zjj was gedurende drie dagen zichtbaar. Kene met het bloote oog zichtbare vlek in 177\'.) gaf aanleiding dat W. Herschel de natuur der Zon begon te bestuderen. Schwabe, die, gedurende eene reeks van jaren, de zonnevlekken heeft gadegeslagen, heeft er zeer dikwjjls gezien, die voor het bloote oog zichtbaar waren. De voornaamst\'^, zegt hü, vertoonden zich in 1828, 1820, 18:11, 183fi, 1837, 1838, 1839, 1847, 1848. Groote vlekken noem ik dezulken die eene ruimte beslaan van 50"; dan eerst zijn s|) zichtbaar voor goede oogen zonder telescoop. Den 28» Juni 1808 was er op de zonneschijf eene vlek zichtbaar, die door Gilman, in New-York, beschreven is, en die hij noemt: spot visible to uaked ejje vlek, met het bloote oog zichtbaar. |
|||||
|
PLAAT \\\'
|
|||||||
|
I)K STERRENWERELD
|
|||||||
|
Kim\'. I. Zonnevlek door Seoclii wiinrtJenoniPii lï"> Scpl Ift*"»
|
|||||||
|
Fio" -\' /.«imcvli\'k door Secrhi wwnroVnomen Febr. l\'tGti
|
|||||||
|
38
|
|||||
|
zijn in het lichtgevend omhulsel der zon, dan zon de gansehe Aarde in
zulke reusachtige kolken gelijk zijn aan eene rots of een steen in den krater van een vulkaan. Toen wij spraken over de omwenteling der Zon. hehhen wij reeds
opgemerkt, dat de vlekken niet blijvende zijn. Niet alleen ziet men hen ontstaan en ook weder verdwijnen; maar gedurende den tijd van verschijnen. welke ook zeer verschillend is, veranderen zij van vorm en afmeting;. Ook ziet men dat zij zich op de schijf verplaatsen, meê- gevoerd door eene beweging-, welke hun eigen is, en niet voortkomt uit de omwenteling\' der Zon. Kenige dagen , ja eenige uren zijn dik- wijls voldoende om de genoemde veranderingen waar te nemen. Plaat VI . Fig. 1 geeft ons de afbeelding eener vlek in October en Nov. IS."\'»!» waargenomen door Dawes. waarop men van twee tot twee dagen de veranderingen kan nagaan, zoowel in de kern als in de halfschaduw. Hoewel minder duidelijk vindt men er de draaiende beweging in. waarvan wij vroeger gesproken hebben. Eindelijk geren wij in Plaat VI, Fig. \'2 de veranderingen van de
kern eener zonnevlek, door ons in de maand September 1870 24 uren na elkander waargenomen. $ 2. Oppervlakte der Zon. — Hesclioinving vanhet lichtoniliuldsel oi\'pliotospheer.—
Poriën ol\'korrelingen , strepen der halfsehaduw.— Wilgen bladen of rijstkorrels. Wanneer men de Zon met een zwakken kijker beschouwt, schij-
ncn die deelen der oppervlakte, waarop zich geene vlekken lie- vinden ons als eene effen gladde witte vlakte toe. Maar beschouwt men haar met een sterk vergrootenden kijker, dan vertoont zich de schitterende oppervlakte, welke men photospheer noemt, met schit- terende en donkere lijnen zoodanig doorploegd en doorkruist, dat zij gelijk is aan de ruwe oppervlakte van mat geslepen glas. Die donkere punten en lijnen noemt men poriën; men liemerkt ze
op alle deelen der oppervlakte, terwijl de vlekken en fakkels daar- entegen slechts voorkomen in eene bepaalde streek aan weerszijden van den evenaar. Huggins wil er den naam Korreling aan geven. De fakkels en de zwarte kernen hebben dat voorkomen niet en
hunne tint is zeer gelijkvormig-, maar als men de halfschaduwen niet een sterk vergrootenden kijker onderzoekt, dan vindt men er eene |
|||||
|
DE STKKUKN\\Vi:m:i,II
|
IM.A.V1 V!
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Kijf 2. Vermiderinjj eener zonnevlek, waargenomen dooi\' den Schrijver
Sr|il 1870
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
■w
|
|||||
|
groote gelijkheid in met «lc gekorrelde oppervlakte der schijf, liet
eenig verschil, dat men opmerkt is dat de poriën veel grooter zijn. zoodat liet schijnt dat de lichtgevende deelen van de halfschaduw heter uitkomen o]» een donkerder grond. Om hun langwerpigen vorm geeft Nasmijth er den naam aan van wilgenbladen. Andere waarnemers, zooals Dawes, vergeleek ze bij het riet van een dak: Stoue hij rijstkorreh. Secchi. de directeur van het Konieinsche observatorium, beschrijft
de oppervlakte aldus: de lichtende oppervlakte der Zon vertoont zich als een waar netwerk, bezaaid met witte punten meer of minder langwerpig en onderling gescheiden door donkerder mazen, terwijl de knoopen dier mazen kleine donkere gaten schijnen te zijn. De haltkchaduwen der vlekken zijn vooral merkwaardig: daar vooral bemerkt men een groot aantal langwerpige lichtende voorwerpen, die door hunne plaatsing achter elkander, ons als eene soort vlecht- of breiwerk toeschijnen. Die plaatsing is echter niet immer dezelfde, daar zij in de halfschaduw niet altijd gescheiden zijn. \'t Valt moeielijk iets te vinden waarmede wij het geheel kunnen vergelijken: men zou haast Keggen, het is jrelijk aan eene hoop lange katoendraden van alle soort van vorm, soms verward en soms af- zonderlijk en verspreid. Plaat Vil geeft ons eene juiste voorstelling van die zoogenaamde
wilgenbladen in het binnenste der halfschaduw. Men bemerkt er al de bijzonderheden op van eene groep zonnevlekken. De kernen met hare tweevoudige tint, eene donker zwart, alsof wij in de diepte van een afgrond zien, de andere minder donker schijnt op dat punt eene mindere diepte aan te duiden; rondom deze de halfschaduw geheel gevormd door die wilgenbladen in reien geplaatst, die op de kern uitloopen; zij schijnen met hunne meerdere of mindere schitte- ring het vervolg te zijn der poriën, welke de oppervlakte bedekken. Kenigen. geheel afgezonderd, schijnen boven den afgrond te hangen. terwijl anderen, als draden ineengevlochten, eene soort van brug vor- men om de twee hellingen met elkander te verbinden. § 3. Streek der vlekken. — Verdeeling «U-r groepen volgens den breedtegraad. -
(ietal der vlekken: huiinu duur en bepaalde verschuil inc. - Verband tusschen de vlekken en de temperatuur op Aarde en de storingen der magneetnaald. De photospheer der Zon beschouwende ziet men overal, van den
|
|||||
|
I>K STERRENWERELD
|
PLAAT VII
|
||||||||||||
|
■f.J-:vi"-.:.-.:■;( >-V-« ^.:-^<•:/. - v1^.r--v;ï/..■".;: v\'-Vo ;v.;-:>:. • v;v.:.;.
|
|||||||||||||
|
mmmm
|
|||||||||||||
|
ZONNEVLEKKEN.
\'hotospheer__ halfschaduw „ kom .
dooi- N\'ösmvt h 1865 waargenomen.
|
|||||||||||||
|
10
|
|||||
|
evenaar tot de polen, dezelfde poriën ot\' korrelingcn: dit is eehter
niet liet geval niet de vlekken en de fakkels, welke zich alleen in eene bepaalde streek vertoonen aan beide zijden van den evenaar: de oudere waarnemers noemden die den koninklijken gordel, en plaatsten dien tasseben 30° noorder- en 30° zuiderbreedte. Later heeft men vlekken opgemerkt, die eene grootere breedte hadden, maar zij waren zeer zeldzaam.\' De meeste vlekken vertoonen zich in de zonnestreek liggende tus-
sehen 10° en 30" zoo wel noorder- als zuiderbreedte. In plaat VIII geven wij de plaatsing der door Carrington waargenomene groepen van 18ó;5 tot 1861, daar kan men met een enkelen blik in ieder jaar hunne plaatsing en hun getal overzien. Het getal dier vlekken is zeer verschillend; want op sommige
tijden, (b. v. van 1660 tot 1671, van K57l> tot 1084, van IC)!»;") tot 1700 en gedurende het jaar 182.-5) vertoonen zich geene of zeer wei- nige vlekken; terwijl andere tijden merkwaardig zijn om het groot aantal vlekken dat men waarneemt. Scheiner verhaalt dat in 1011 er 50 vlekken te gelijk zigtbaar waren. Later heeft Schroeter er OH en zelfs 81 tegelijk gezien. Het schijnt zeker te zijn dat er vaste tijden bestaan. waarin de
vlekken het meeste voorkomen. Dit wordt vooral duidelijk uit de verschillende waarnemingen gedaan door sterrenkundigen, die eene bepaalde studie der vlekken hebben gemaakt, zoo als Schwabe. Wolf, Secchi, Warren de la line, Balfour, Stewart en anderen. Wolf uit Zuricb beweert dat elke vijf jaar het aantal vlekken zijn
hoogste cijfer bereikt; ook elke elf jaren het aantal vlekken tot het laagste cijfer daalt, en die berekening volgende neemt men eene periode aan van elf jaar. Of de zonnevlekken in zekere verhouding staan tot ons klimaat
kan bevestigend beantwoord worden; tot hoeverre echter die invloed zich uitstrekt is niet juist aan te geven. W. Herschel hield zich bet eerst met dat onderzoek bezig en vergeleek het jaarlijksch aantal vlekken met den prijs van het koorn, daar hij van de onderstelling uitging, dat de warmte-uitstraling grooter was naarmate de vlekken \' Lalande stajf in 1780 eene vlek op K)° breedte; Peters eene op 50° 55\' en Car-
rington toekent van de U72 vlekken, welke lijj beschouwde van 1853 tot 1H(H er maar ééne aan op l">" breedte. |
|||||
|
41
|
|||||
|
talrijker waren en dus op Aarde meer groeikracht moest te wec<;
brengen. Hij meende waar te nemen dat de prijs van liet knorn duurder was op de tijdstippen, waarop de vlekken liet minste waren: zulke vergelijkingen echter waren niet in staat een wetenschappelijk resultaat op te leveren. Gautier, Arago en Barral hebben naderhand zich gegrond op de
talrijke meteorologische waarnemingen en kwamen tot een resultaat geheel in strijd met dat van Herschel. Om echter eenig verband te vinden van de zonnevlekken met het klimaat op aarde, is het noodig de verschillende klimaten van een zeer groot aantal landen onder alle breedten met elkander te vergelijken. Het verband tusschen de zonnevlekken en de storingen der niag-
ueetnaald is zekerder. Het is een feit, dat de Zon invloed heeft op de magnetische verschijnselen onzer Aarde. Om er zich van te over- tuigen, nierke men den invloed op, welken de Zon bij hare opkomst uitoefent op de naar haar gekeerde pool eener vrij opgehangene mag- neetnaald, en nu hebben Wolf, Fritsen en Secchi waargenomen, dat de grootste storingen der magnetische krachten, welke men magne- tische stormen noemt, en de talrijkste noorderlicht-verschijnselen, die zooals men weet ook een magnetischen oorsprong hebben, altijd samenvallen met de perioden, waarop de zonnevlekken het tal- rijkst zijn. Warren de la Kue, Stewart, Loewy hebben hunne aandacht ge-
vestigd op de bewegingen der planeten om de Zon, zooals Venus, Jupiter, Mars, en hebben waargenomen dat de vlekken steeds tal- rijker waren, wanneer de planeet zich in het vlak van den evenaar der Zon bevindt, en dat de vlekken zich dan dichter bij den evenaar vertoonden, terwijl zij er zich van verwijderden en meer de polen der Zon naderden, wanneer de planeet zich ook uit het vlak van den evenaar verwijderde. Carrington beweert echter dat die samenvalling zeer toevallig is, want dat die verschijnselen niet ininier plaats vinden. Het bestaan eener vlek op de Zon is zeer verschillend in duur.
Sommige vlekken ontstaan om zeer spoedig weer te verdwijnen; an- dere blijven, hoewel in vorm veranderd, gedurende verscheidene om- wentelingen der Zon bestaan. Arago spreekt van vlekken. welke hij gedurende 5 en (! omwentelingen gadesloeg. In 1<>7(> bemerkte men eene vlek, die gedurende 70 dagen zichtbaar bleef. |
|||||
|
URKKDTK
ZIIDKR ItO ORDER
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
DHKKDTK
Zl\'lDER. XOORDF.R.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
PT
|
^r
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
T ■
_l |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
^;:
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
" ■^—.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
-"^t
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
—
5>
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
z
- |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
~-r—£ ~~H
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
*
v
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
^
|
■s*
|
w
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
_L
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
_i____
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
". » 5 1 S S ë
uaanz iiwawoox
U.UIUMüil
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
* = \'4 » \'■ » = ë
uaainz uairaooN |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
42
|
|||||
|
IV.
PhYSISCHE EK CHEMISCHE AAlil) DKK ZoK.
S 1. M;issa en dichtheid dor Zon. — Zwaarte dor Zon. Twee of drie eeuwen geleden kon men slechts meer ot minder
gegronde gissingen maken over de natuur der Zon en der vaste sterren; over liunne meerdere of mindere overeenkomst met onze Aarde, liet eenige liemellicliaam waarvan men iets niet zekerheid kennen kon. De kijkers waren nog niet uitgevonden en de sterren- kundigen waren enkel bezig, de wetten op te sporen, waarnaar de planeten zich bewegen, (\'opernicus had liet eerst het ware wereld- stelsel ontdekt, dat later door Kepler. Gallileï, lluvgens en Newton meer ontwikkeld werd. De uitvinding der telescoop gaf eene geheel nieuwe richting aan de sterrenkunde; want niet tevreden, dat men de bewegingen der hemellichamen had uitgelegd, hun ouderlingen afstand berekend met hunne afmetingen en massa, wilde men nu meer weten van ieder lid van het zonnestelsel. De verschijnselen, welke men opmerkte op de Zon en op andere
planeten , deden hunne omwenteling ontdekken; maar die verschijn- selen gaven aanleiding tot meer of minder waarschijnlijke gissingen over de oorzaak dier verschijnselen, en daardoor werd natuurlijk de vraag geboren naar de natuur der sterren , naar den phvsischen en che- mischen toestand van de stof waaruit zij bestonden, naar het al of niet bestaan eener dampkring, of van stroomen overeenkomende niet onze aardsche luchtstroomen. Door de gegevens van al die punten te verzamelen en ze te ver-
binden met die, welke voortkomen uit de omwenteling en omloop, met den afstand der Zon, zooals het verschil van dag en nacht, de opvolging der jaargetijden, de kracht van liet ontvangen licht en der warmte is men er toe gekomen zich een begrip te vormen van de algemeene verschijnselen, welke op ieder der hemellichamen plaats grijpen. Achtereenvolgens zullen wij verslag geven van de talrijke waarne-
mingen aangaande die punten, waardoor men in de laatste jaren de wetenschap heeft verrijkt. Wij heginnen met de Zon.
|
|||||
|
43
Wij kennen nu reeds den afstand der Zon, hare afmetingen en den
duur van hare omwenteling: de zonnevlekken, die zoo merkwaar- dige en geheimzinnige verschijnselen, hebben wij beschouwd. Voordat wij eehter liet veld der tlieoriën en hypothesen betreden, waardoor men die vormingen heeft trachten uit te leggen, zullen wij eerst de stellige gegevens beschouwen, die van elke hypothese onafhanke- lijk zijn. Eene is er. die een onniiddelijk gevolg is van de wet der zwaarte -
kracht. Wij spreken n. I. van de zwaarte der Zon, vergeleken met de zwaarte der overige planeten, b. v. van onze Aarde. Dat een sterren- kundige de zwaarte der Zon kent. en weet te zeggen hoevele aard- hollen men in eene schaal zou moeten leggen om met de Zon in even- wicht te zijn. moet bij ben, die de samenstelling der hemelen niet bestudeerd hebben, zonder twijfel groote verwondering opwekken. In het derde deel zullen wij trachten duidelijk te maken, dat er
mogelijkheid is om tot zulke stoute uitkomsten te geraken. Voorloo- ]»ig bepalen wij ons de uitkomsten der wetenschap te geven. De massa der Zon vergeleken met die der Aarde is ongeveer ttf>4,02U
maal grooter, terwijl haar inhoud, zoo als wij vroeger zagen een millioen vierhonderd en dertien duizend vier honderd maal grooter is dan de omvang der Aarde. Zulks duidt reeds op eene mindere dicht- heid. De stof dus, waaruit de Zon is samengesteld, weegt viermaal lichter dan de stof van onzen aardbol. Wanneer wij de dichtheid der Aarde voor eenheid nemen. dan krijgen wij voor de dichtheid der Zon 0,2f)4; met water vergeleken is de dichtheid der Zon 1,44: de dicht- heid van de meest vaste koolsoorten is 1,360 en die van phospho- rus 1,77. De Zon zou dus een weinig zwaarder wegen , dan een bol steenkool van
omvang gelijk aan de Zon. Uitgedrukt in tonnen van duizend pond zou de zwaarte der Zon door het volgende getal worden uitgedrukt: 1,879,000,000,000,000,000,000,000,000. Zulke getallen in hunne schrikwekkende grootheid spreken echter
niet tot onzen geest en laten onze verbeelding onmachtig. Wanneer op onze Aarde een voorwerp wordt losgelaten, dan valt
het in het luchtledige met eene snelheid, die na eene seconde ,.l\'"74 bereikt; de afstand echter, welke het doorloopen heeft, is de helft kor- ter en bedraagt 4»\'K7. Die snelheid nu is de maatstaf voor de kracht der aardsche zwaarte: zij hangt af van de massa der Aarde, die ver- |
||||
|
■H
|
|||||
|
schillend is; ook hangt zij af van den afstand van het voorwerp tot
het middelpunt der Aarde. Wanneer men nu dat element berekent volgens de veronderstelde massa en de afmetingen van het heniel- liehaam , dan krijgt men een getal, dat aantoont, hoe groot de snel- heid zou wezen van een zwaar lichaam in zijn val op den hemelbol- Op de Zon is die snelheid 2X,4<> maal grooter dan op onze Aarde;
dat wil zeggen: de snelheid van een vallend lichaam op de Zon is 279m28\' De afstand, in de eerste seconde doorloopen, is de helft, dus 13«i«Mi4. De lichamen wegen dus op de Zon meer dan 2H maal zwaarder
dan diezelfde lichamen op onze Aarde: dat wil zeggen dat één pond op de Zon gelijk staat met ^S,4t> pond op onze Aarde. De middelpuntvliedende kracht, die hare oorzaak heeft in de oniwen-
teling van den bol, vermindert de zwaartekracht hoemeer men den evenaar nadert; op een punt van den evenaar is de geheele vermindering ti,. Op de Zon is de middelpuntvliedende kracht op den evenaar slechts bet lüJoïï van de zwaarte. De Zon moest nog 133 maal sneller om- wentelen, dan stond de zwaartekracht\'met de middelpuntvliedende kracht gelijk en de lichamen hadden geen zwaartekracht meer; wan- neer de Aarde 17 maal sneller omwentelde dan zon hetzelfde ver- schijnsel op Aarde bestaan. § 2. üe Zon bron van licht, warmte en scheikundige werking. — Voeding der
zonne-uitstraling. Wat wij aanstonds in de zonnestralen opmerken is bet licht, dat
ons bestraalt en de warmte, die ben vergezelt, en behalve die twee verschijnselen is er nog een derde, dat zeer gewichtig is, namelijk de chemische werking, die zij bezitten. Daarom onderscheidt men drie soorten van werkingen in de Zon
en wel: le bet licht vermogen, dat alleen op het gezicht werkt; 2«\' bet
warmte vermogen, dat onverschillig op alle lichamen werkt; 3e het scheikundig vermogen, dat zekere verschijnselen van ver- plaatsing in de deelen te weeg brengt: drie uitwerkselen van ééne en dezelfde oorzaak. Wanneer wij de Zon beschouwen als licht- en warmtebron, heeft
zij zulk eene wondervolle kracht, dat zij alles overtreft wat de stout- |
|||||
|
4.-»
|
|||||
|
ste verbeelding zich kan voorstellen: men kan die kracht dan ook alleen
bij benadering schatten, welke maat echter verre van nauwkeurig is. De moeielijkheid, welke men ondervindt om het zonnelicht met eene bepaalde eenheid te vergelijken, maakt dat het bijna onmogelijk is om te bepalen of de glans der Zon duurzaam dezelfde is. De sterren - knndigen komen daarin overeen, de Zon onder de veranderlijke ster- ren te rangschikken, hoewel men hare veranderingen nog niet op eene nauwkeurige wijze heeft kunnen bepalen. Volgens de waarnemingen van Wollaston en Bonguer, staat het
lichtgevend vermogen der Zon gelijk met 70,000 waskaarsen op een meter afstand geplaatst. In dat geval veronderstelt men de Zon in het toppunt bij een helderen hemel, en dan is er alleen spraak van den lielitglans die op de Aarde valt: want de lagen der damp- krinj; nemen op zijn minst nog twee tiende deelen der lichtkracht weg. Vergeleken met de vonk ceuer galvanische batterij, uit 4l> Bunseu-
sclie elementen bestaande. dan is liet zonnelicht nog twee en een half maal sterker. Uit de waarnemingen van Wollaston en Houguer besloot Becquerel
dat de inwendige lichtkracht der Zon ongeveer 181 >,<><)0 maal sterker is dan die eener waskaars. Huijgeng schatte het zonnelicht jrelijk aan 7(>ö millioenniaal het
licht van Sirius, die de helderste ster aan den hemel is. Wollaston echter schatte het veel hooger, en wel 2<>,<X¥> millioen maal het licht van die ster. Hieruit zou volgen, «lat. om de Zon te zien als een lichtend punt, zooals wij Sirius zien, wij 140,<XH> maal verder van de Zon moesten zijn dan de afstand is, waarop wij ons bevinden, en omgekeerd, wanneer Sirius zich op een afstand van ons bevond als de Zon geplaatst is, dan zou haar licht gelijk staan met 04 van onze zonnen. Vergeleken met de Maan, wanneer zij vol is, dan is het licht der
Zon 800,000 maal schitterender dan het maanlicht, (Wollaston) dat wil zeggen, dat om een helderen zonnedag te verkrijgen de hemel verlicht moest zijn door .S(M),(MK) volle manen. Toch is dat getal nog verre l>eneden de waarheid; want bij eene totale zoneklips is het klein gedeelte licht, in onzen dampkring verspreid, toch nog veel sterker dan het licht der volle Maan, en het is zeer inoeielijk om door een getal het verschil aan te geven van dat zwakke licht niet de stralen der Zon. |
|||||
|
4<;
|
|||||
|
J. Herschel, Pouillet en na hen verscheidene natuurkundigen, heb-
hen de kracht der zonnewarmte op onze Aarde genieten. Uit hunne waarnemingen en berekeningen volgt, dat de Aarde in den loop van een jaar eene hoeveelheid warmte ontvangt van meer dan twaalf hon- derd quintillioenen calorien. \' De Zon zendt hare stralen echter niet alleen op de Aarde at\'. Urn
dus de geheele kracht uit te drukken van hare uitstraling aan alle kanten, zou het bovengenoemde getal met 2150,000,000 moeten ver- menigvuldigd worden. Daaruit berekende Pouillet dat, wanneer die gansche warmtekracht
aangewend kon worden, om eene ijslaag te doen dooien, welke de Zon omgaf, dan zou die warmte iedere minuut eene laag smelten van lomxo dikte en in een dag eene laag van 17,000 meters. Diezelfde zonnewarmte was volgens Tvndall in staat om in een
uur 2900,000,000,000,000,000 kubieke meters ijskoud water te doen koken. Door een ander beeld uitgedrukt, is de warmte in één uur door de Zon uitgestraald gelijk aan de warmte, die ontwikkeld zou worden door de verbranding van eene laag steenkool van 27000 meters dik. J. Herschel gebruikt de volgende vergelijking om aan te toonen
welke kracht die warmtebron bezit, waarvan onze Aarde slechts iisvoóóoiiD deel ontvangt. Wanneer een kolom ijs van 4120,000,000 vierkante nieters grondslag en 310,000,000 meters hoog in de Zon geworpen werd, dan zou die kolom in ééne seconde gesmolten zijn, zonder dat de warmtekracht der Zon er iets door verminderen zou. Om nog een voorbeeld te geven van die woulervolle warmtekracht
veronderstellen wij eens, dat de warmtekracht veranderd werd in werktuigelijke kracht en gaan wij dan de kracht eens na, welke dat gering gedeelte dat onze Aarde ontvangt reeds zou uitwerken. In een jaar ontvangt iederen vierkanten nieter op de oppervlakte onzer Aarde 2,31K,157 calorien, dat is ineer dan 23 millioen per hectare (bunder), dat is 9,852,200 millioen ponden. De warmtekracht, op de oppervlakte van een bunder ontwikkeld,
zou gelijk staan niet 4163 paardekracht, en ener de gansche Aarde 217,316,000 millioen paardekracht. 1 Calorie is de warmte, welke nonilig is. om liet water één graad in warmte te doen
Stl)j{(Ml.
|
|||||
|
47
|
|||||||
|
De warmtekracht der Zon voor onze pist neet zou dus gelijk zijn
asm 543,000 millioen machinen van 4<M) pastrdekracht, nstelit en dag zonder ophouden doorwerkende. Aan de photographie is het te danken, dat iedereen de werking
kent der lichtstralen op het zilverzout: zij ontbinden en maken het zwart, en van zeer vele andere verschijnselen, die vaak onopgemerkt blijven, zijn die stralen de oorzaak. Bunsen en Roscoe hebben bevonden, dat de chemische kracht der
zonnestralen genieten kan worden door een mengsel van waterstofgas en chloor, dat door de zonnestralen veranderd wordt in chloonvater- stot\'zuur. Hun onderzoek leverde de volgende uitkomsten. De kracht der chemische uitstraling is zoo groot, dsit zij in staat
, is om in ééne minuut eene lstag chloorwaterstofzunr te bereiden ter dikte van 35 nieters.\' Wanneer dit gas in warmte werd overgebracht, zou die kracht meer
dan 4000 maal bet aantal caloriën geven door de warinte-uitstrsiliiig der Zon teweeggebracht, en hier boven zagen wij de verbazend groote hoeveelheid warmte, welke de Aarde in eenjaar van de Zon ontvangt. Bij de beschouwing van die verbazende uitstraling der Zon moet
noodzakelijk de vraag opkomen: welke is de oorsprong van bet licht en de warmte der Zon ? Hoe wordt die bron gevoed, die, wanneer men slechts den blij-
venden toestand baret uitwerkselen in de historische eeuwen gade- slaat, onuitputtelijk schijnt? Zal die bron niet verzwakken en eindelijk uitgeput geraken ?
De gloeiing der Zon ksm niet door eene eenvoudige verbranding
te weeg gebracht worden; want de stof waaruit de Zon bestastt, is van dezeltde natuur, zooals wij verder zien zullen, als de stof van onze Aarde; terwijl het zeker is dat de chemische kracht dier stoffen niet voldoende is om de zounegloeiing te onderhouden. ••Wanneer de "Zon," zegt ïijndall, \'\'een blok steenkool was, en zij bezat zooveel •\'zuurstof dat zij gloeien kon niet dezelfde kracht van uitstraling als \'\'nu de Zon bezit, dan zou zij in 5000 jaar geheel verteerd zijn. |
|||||||
|
1 ünzè dampkring bezit echter eene groote storende kracht voor die chemische
stralen; daarom zi)n in de poolstreken de chemische stralen in evenredigheid veel ster- leer dan de warmte-stralen. |
|||||||
|
IS
|
|||||
|
uen zoo de Zon van den anderen kant haar verlies niet kon aanvullen ,
"zou zij elk jaar meer dan een graad verkoelen." Men maakte vroeger de veronderstelling dat de wrijving der Zon
in den ether het verlies harer warmte kon herstellen: maar wanneer de gehecle kracht harer omwenteling in warmte overging, dan nog kon zij geen twee eeuwen hare zelfde uitstraling volhouden. Een Engelsche natuurkundige, NV. Thomson, stelde eene stoute,
maar toch waarschijnlijker hypothese dan de bovengenoemde. Hij meende namelijk, dat de uitstraling der Zon gevoed werd door een onophoudelijken val, door een voortdurenden regen van meteoren op de Zon: de val van die lichamen moest noodzakelijk in warmte veranderen. Dat er meteoren zoowel op de Zon als op de Aarde vallen is ge-
makkelijk aan te nemen, te meer daar de omvang der Zon wel in staat is zulke lichamen uit hunne haan te slingeren. Men heeft zelfs waarnemingen gedaan , welke die hvpothese schijnen te bevestigen : zoo zagen b. v. Hodginson en Carrington, op twee verschillende observa- toriën. op hetzelfde oogenlilik, op de Zon, in de nabijheid eener vlek, eene heldere vlam zich ontwikkelen , die zij aan den val eener ineteore, en de daaruit ontstane hitte, toeschreven. Maar om die voort- durende warmte uit te leggen, zou men moeten aannemen, dat er ieder uur, op eiken vierkanten nieter der zonneoppervlakte een meteoor van een kilogram viel, dan zou in verloop van een jaar daardoor op de Zon eene laag gevormd worden van 10 nieters dikte, wat voor ons echter niet merkbaar zou zijn: want eerst na 4000 jaar zou de Zon eene seconde zijn aangewassen, welke aanwas, niet het oog op de onvolmaakte werktuigen der ouden, niet bemerkt zou zijn geworden. De vermeerdering der massa echter is iets anders; want in verloop
van een jaar zou die 50\'00 zijn vermeerderd, en dan zou om de ver- meerderde zwaartekracht der Zon de beweging der Aarde op hare loopbaan J jaar vertraagd moeten worden, wat geheel en al in strijd is met de vaste wetten der sterrenkunde. Om die nioeielijk- heden te beantwoorden, nam men aan, dat de lichamen, die op de Zon zouden vallen, zich binnen de loopbaan der Aarde om de Zon bevinden en daardoor tevens oorzaak waren van het Zodiaklieht. Die hvpothese is echter onhoudbaar; want wij kennen een £>;root
aantal op bepaalde tijden terugkeerende kometen, wier loopbanen in |
|||||
|
49
|
|||||
|
hun perihelium die meteoorstreck doorzweven: de komeet van 1N43
doortrok zeker de zonne-atmosphcer en gaf door hare ontvlamming aanleiding tot die f>3 graden lange staart; noodzakelijk moesten zij hij hun doorgang storingen ondergaan, wat echter door de waarne- mingen geloochend wordt. Die meteoortheorie heeft echter ontegenzeggelijk de verdienste, dat
zij de oorzaak en het beginsel der zonnewarmte uitlegt; en wel dat zij haar oorsprong heeft te danken aan de zwaartekracht, en die hypothese wordt thans voor de waarschijnlijkschc gehouden. In den beginne, zoo redeneert men, was de stof, waaruit de Zon
en de planeten bestaan, in een toestand gelijk aan de gasachtige ne- velen , welke wij in verschillende streken des hemels ontdekken, en ons zonnestelsel is ontstaan uit de verdikking dier oorspronkelijke nevelvlek. Wanneer wij nu aannemen dat zulk eene massa verdikt door zich
samen te pakken in een centraal punt, dan brengt de onderlinge aantrekking en schok der deelen eene warintctrilling voort en zal in het middelpunt eene aanmerkelijke warmte ontwikkelen. De massa en de afstand waaruit de verschillende deelen de Zon
naderden in aanmerking genomen, berekent men dat de oorspronke- lijke warmte 500 millioen graden had. De zonnewarmte, die wij tegenwoordig waarnemen, bevat slechts een
zwak overblijfsel van die verbazende hoeveelheid warmte, die haar oorsprong in de zwaartekracht neemt. Wanneer wij nu veronderstellen dat de Zon zich voortdurend meer
samentrekt, dan is die val naar het centrum eene opwekking van warmte en daardoor eene aanvulling der verlorene krachten. Deze theorie, dat de beweging dus de bron is, waardoor de Zon
gevoed wordt, vindt eene heerlijke analogie met hetgeen onder onze oogen geschiedt. Wanneer men b. v. eene plaat ijzer met een\' hamer slaat, is het eerste wat wij waarnemen het geluid, veroorzaakt door de trilling of beweging in de deelen der plaat; wordt de plaat her- haaldelijk geslagen dan wordt zij warm, ja ten laatste gloeiend en verspreidt licht. Wanneer men een galvanische of elektrische stroom door een gespannen platina-draad doet gaan, doen zich dezelfde ver- schijnselen voor: wanneer de draad rood gloeiend is, dan vertoont zich in het spectrum enkel een roode straal, die niet ontbonden kan worden, en in gloeiing toenemende, doorloopt hij achtereenvolgens 4
|
|||||
|
r><>
|
||||||
|
de verschillende spectrale kleuren; alleen wanneer hij wit gloeiend
is geworden, vertoont zich het spectrum niet de zeven enkelvoudige kleuren; ook neemt men dan elektrische en magnetische verschijn- selcn waar, zoodat wij besluiten mogen dat even zoo als hier de beweging de bron is van al de waargenoniene verschijnselen, zoo ook in de Zon de zwaartekracht of de beweging de eenvoudige wet is, waardoor de Zon in hare kracht blijft bestaan.\' Hoewel de gesteltenis der Zon dus niet voortdurend denzelfden
graad bezit, is dat verschil toch zoo gering, dat het eerst na duizende jaren merkbaar is. Na een tijdsverloop van vele inillioenen eeuwen zal de Zon merkbaar zijn afgekoeld, en eens komt er een tijd, waarop de Zon niet meer in staat zal zijn het leven op de pla- neten te onderhouden. Het is mogelijk, dat de Schepper der natuur reeds van den be-
ginne af zoodanig alles heeft geregeld, dat een buitengewoon ver- schijnsel, de val b. v. van eene nevel vlek op de Zon, de werking dei- Zon hernieuwt. Wie weet of de orde, welke thans in ons zonnestelsel heerscht, er wel zal blijven heerschen. De geologie leert ons immers dat de tegenwoordige toestand niet altijd heeft bestaan en daar er een begin geweest is, waarom zou er dan ook geen einde wezen ? § 3. Spectraal-analyse. — Ontleding der zonnestralen. — Chemische kracht der
Zon. — Heeft de Zon een dampkring ? — Uitwassen (Protuberaneen) der Zon. — Waterstottaag rondom het lichtomhulsel der Zon. De schitterende kleuren van den regenboog schijnen ons reeds uit
te noodigen de samenstelling en den aard van het licht te bestu- dceren. Lang echter duurde het, eer dat geheim onthuld werd. Men kende wel het driehoekig glas, prisma genoemd, en zijne eigenschap om alles te kleuren, maakten het tot een voorwerp van vermaak en spel. Grimaldi was een dergenen, die het met het beste gevolg voor de
wetenschap aanwendde. Hij liet een lichtstraal (tig. 7) door eene |
||||||
|
\' Seeehi bewtyst in zjjn zoo schoon als geleerd werk L\'unitc des farces physiques,
Paris 18fi9, dat alle krachten, die in de natuur werkzaam sf)n, voortkomen uit de oorspronkelijke beweging, welke de Schepper aan de stol\'heeft geschonken. De wijze waarop de geleerde schrijver aan die zoo eenvoudige theorie het gansche mechanisme der natuur verbindt is eene studie van het hoogste belang voor de wetenschap. |
||||||
|
:>1
|
|||||
|
kleine opening op een scherm in een donker vertrek vallen, en toen
hij dien straal door een prisma ACB deed doorgaan, vertoonde zich een langwerpig beeld (p. p.) met dezelfde opvolging van kleuren, welke men in den regen- boog bewondert: Rood, Oranje, Geel, Groen, Blauw, In- digo en Violet. Zulk een beeld
(p. p.) noemt men het SPECTRUM en de kleuren prisma- tische kleuren. Ncw- ton herhaalde die waa rnemingen en vond dat de lichtstraal uit zeven verschillende kleuren bestond en dat die kleuren enkelvoudig zijn, omdat wanneer een dier kleuren afzonderlijk met ecu prisma opgevangen wordt, zij niet verder ontbonden kan worden. Wollaston was de eerste, die bemerkte, dat het kleurenspectrum
afgebroken werd door zekere ruimten of zwarte strepen, die dwars het spectrum in verschillende deelen doorsneden. Die ontdekking bleef voor de wetenschap echter onvruchtbaar tot-
dat Fraunhofer die strepen begon te bestndeeren, ze afteekende en door nauwkeurige metingen hunne plaatsing bepaalde. Naar hem worden ze F r a u n h o f e r s c h e s t r e p e n genoemd: hij duidde de voornaam- sten aan met de letters ABC enz. Daardoor werd eene wetenschap geboren, spectraal analyse
genaamd, die in staat is de grootste diensten te bewijzen bij de be- schouwing der hemellichamen; want daardoor kreeg men juiste he- grippen over hunne chemische bestanddeelen. Zulk een spectrum ver- kreeg men ook wanneer men het licht der Maan, der planeten, der vaste sterren, der nevelvlekken enz. door een prisma ontbond, en uit de groepeering der strepen, welke zich in het spectrum vertoonen, besluit men tot de bestanddeelen, welke zich in de lichtbron bevin- den; want door de verbranding van verschillende metalen, gassen, enz. kent inen de strepen, welke zij in het spectrum te weeg brengen. Naargelang van de lichtbron heeft men het spectrum in drie soor-
ten gerangschikt. 4*
|
|||||
|
b\'2
|
|||||
|
1. Het spectrum der eerste soort bestaat in een onafgebroken
gckleurden band zonder duistere of schitterende strepen en komt voort uit vaste of vloeibare lichamen in een toestand van gloeiing. Zulk een spectrum geeft volstrekt geene aanduidingen over de chemische be- stauddeelen der lichtbron, omdat er zich geene strepen in het spec- trum vertoonen. Vergeljjk PI. IX,fig. 1. 2. In het spectrum der tweede soort vertoonen zich schitterende
strepen, en daaruit blijkt, dat de bestanddeelen der lichtbron zich in een\' gasachtigen toestand bevinden: de plaatsing en de kleuren dier strepen zijn voldoende om den chemischen aard der gloeiende bestand- deelen te kennen. Plaat IX, tig. \'1 geeft er een paar voorbeelden van. De daarin opgenomen strepen wijzen op de navolgende bestanddeelen in de lichtbron. De eerste streep in het Rood op A en de streep in het donker-
blauw zijn de kenteekenen van Pvlassium {ka). De streep in het rood tusschen 15 en C wijst op het bestaan van
Lithium (l). De streep in het geel op D duidt het Sodium (na) aan, zooals de
streep in liet lichtblauw tusschen F en G op Stronlium (ar) wijst. De dubbele streep in het donkerblauw tusschen C en H geeft ons
Barium (ba) te kennen. 3. liet spectrum der derde soort, waartoe het zonnespectrum
behoort, bestaat in een gekleurden band, doorsneden met donkere strepen. Die strepen wijzen op het bestaan van dampen, waardoor de lichtstraal is heengegaan. Kirchhoff heeft aangetoond, dat de groepee- ring dier donkere strepen, die hun oorsprong verschuldigd zijn aan het absorbeerend vermogen van een bepaalden chemischen damp, streep voor streep overeenkomt met de schitterende strepen, welke het spectrum zou vertoonen, wanneer die damp waardoor de licht- straal heengaat zeer gloeiend zou worden. Men noemt die verandering der schitterende strepen in donkere, te weeg gebracht door absorbee- rende dampen, omgekeerd spectrum. Na deze korte uiteenzetting der spectraal analyse zullen wij ach-
tereenvolgens de resultaten geven, welke deze wetenschap tot nu toe heeft geleverd. Het licht der Zon komt voort uit vaste of vloeibare stoffen in gloei-
enden toestand; wanneer de lichtstraal onmiddellijk ons oog trof, zonder door een absorbeerend midden heen te gaan, zou hij een spec- |
|||||
|
53
|
|||||
|
trum geven der eerste soort zonder eenige strepen. De donkere stre-
pen, welke men in het zonnespectrum waarneemt, bewijzen dat ertus- schen de photospheer der Zon en ons oog een absorbeerend midden bestaat, chromospheer genoemd, gevormd door dampen wier chemische bestanddeelen erkend worden uit de donkere strepen van het spectrum. Wanneer men nu die donkere strepen vergelijkt niet de schitterende strepen, zooals wij die waarnemen in het spectrum der tweede soort, en die veroorzaakt worden door chemische bestanddeelen in den toe- stand van gloeiend gas, dan ziet men dat er tussehen hen eene juiste overeenkomst bestaat. Daaruit heeft men het besluit gemaakt dat de Zon rondom hare
photospheer eene damplaag bezit, bestaande uit IJzer, Sodium, Mag- nesium, Calcium, Chromium, Nickel, Manganesium, Bariutn, Koper, Zink, Waterstot\', enz. Volgens Angström heeft men in het zonnespectrum de volgende
strepen kunnen opmerken: Waterstof.......... 4
Sodium........... 9
Barium........... 11
Calcium........... 75
Magnesium......... 4 -t- (3 ?)
Aluminium......... 2 (?)
IJzer............4ó0
Manganesium........ 57
Chromium......... 18
Cobalt............ 19
Nickel.......... . 33
Zink............ 2
Koper............ 7
Titaan...........200
De strepen, die zouden aanwijzen dat er in de Zon ook goud, zil-
ver en platina bestaat, heeft men tot dusverre niet opgemerkt; men kan echter niet besluiten dat die bestanddeelen zich niet in de Zon bevinden, omdat men waargenomen heeft, dat het bestaan van som- ïnige stoffen de strepen van andere stoffen oplost: wanneer men b. v. de vlam van Chloor-strontiaan vermengt met chloor-koper annnonium, dan verdwijnt de blauwe streep van het strontiaan. Secchi, steunende op de hypothese van Faye over de Zon, (waar-
|
|||||
|
-
|
|||
|
54
|
|||||||
|
over later,) geeft voor reden van het niet waarnemen dier metalen
aan, dat zij om hunne zwaarte in ecne te groote diepte der photos- pheer zijn gezonken. Later zullen wij de uitkomsten nagaan, welke de spectraal analyse
verkregen heelt, hij hare toepassing op de planeten, kometen, enz. De spectraal analyse leert ons dus reeds dat er rond de Zon een
dampkring bestaat. De nadere bewijzen voor dien gasachtigen door- schijnenden dampkring willen wij thans nagaan. De sterrenkundigen en Secchi in de eerste plaats, vinden die be-
wijzen: Ie in de absorbtie, welke de zonnestralen ondergaan; 2" in de verschijnselen, welke men hij totale zonsverduisteringen waarneemt. Lucas Valerius had reeds opgemerkt, hoewel Galileï het ontkende,
dat de Zon in het midden schitterender was dan aan den rand. Het beeld der Zon, in eene donkere kamer opgevangen, overtuigt er ons gemakkelijk van; de kleur van het licht is zelfs verschillend, in het midden wit en aan den rand donker rood, en dit verschijnsel verklaart ons dan de somber roode tint, waarmede de Zon bij zonsverduis- tering de voorwerpen kleurt; want dan verlicht zij alleen met na- ren rand. Secchi, die met photometers de Zon onderzocht, kwam tot het be-
sluit dat het lichtvermogen der Zon uit het midden en uit een ge- deelte, dat 1 minuut van den rand verwijderd was, een verschil ople- verde als van 1,0 tot 0,22. Om de roode tint is het mocielijk de punten, die nog dichter aan den rand zijn, te schatten. 2. Ook in de chemische uitstraling is een groot verschil waar te
nemen: verschillende photographische proeven op de Zon genomen, bewezen dat bij eene eclips het midden der zonneschijf scherp was afgeteekend, terwijl men den buitensten rand nauwelijks kon onderschei- den. Kene nauwkeurige bepaling van de trapsgewijze vermindering dier chemische uitstraling is buitengewoon ïnoeielijk en nog niet geschied. 3. Secchi heeft door herhaalde proeven met galvanometers bewezen,
dat ook het warmte vermogen der Zon een groot verschil oplevert tusschen het middelpunt en den rand. Hij nam KM) tot eenheid voor de uitstraling in het middelpunt en verkreeg dan de volgende tafel voor de maand Maart:\' |
|||||||
|
\' Het toeken 4. beteekent boven de midilellijn der Zon en het teeken — beten-
kent onder de middellHn. |
|||||||
|
r>r>
|
|||||
|
Afstand uit hot middelpunt. Warmtevermogon.
14\',90.............. 57,39
11,31.............. 88,81
1,77.............. 99,48
midden 0,00..............100,00
10,90........•..... 81,32
14,88.............. 54,34
Uit die tafel volgt een tweeledig besluit: Ie dat zoowel het warmte-
als het lichtvermogen der Zon afneemt van het midden naar den oin- trek en ten 2e, dat de warmte niet gelijkelijk in de heide lialfron- den der Zon verspreid is, zoodat het noordelijk of bovenhalfrond der Zon meer warmte uitstraalt dan het zuidelijk halfrond. Om dit laatste feit uit te leggen kan men drie hypothesen stellen:
Ie dat verschil heeft zijne oorzaak in den aardschen dampkring; 2e dat verschil is toe te schrijven aan eene toevallige oorzaak in de Zon; 3f dat verschil is duurzaam in de Zon. De eerste hypothese kan niet aangenomen worden, want men heeft
twee punten waargenomen op denzelfden afstand ter weerzijden van de middellijn der Zon; eerst het onderste, en later toen de Zon ge- daald was en het waar te nemen punt op dezelfde hoogte in de at- mospheer stond het bovenste. Bij de waarneming dier punten was er dus geen verschil in de hoogte van den dampkring, en nu kreeg men hetzelfde resultaat: bet noordelijke punt was hooger in wannte- kracht dan het punt onder den zonne-aequator gelegen. De eerste hypothese vervalt dus, evenzoo de tweede; want her-
haalde proeven, gedurende verschillende zonneomwentelingen geno- men, leverden immer dezelfde uitkomst. Het verschil tusschcn noordelijk en zuidelijk halfrond is dus besten-
dig en heeft zijn oorzaak in de Zon. Maar welke is nu die oorzaak ?
ïs die wellicht te vinden in de bepaalde plaatsing van den zon-
neaequator, die gedurende de eerste maanden des jaars (zie Fig. G) voor ons oog in het noordelijk halfrond zich vertoont\'? Om dit te onderzoeken vervolgde Secchi zijne proeven tot in
de maand September, toen de zonneaequator zich in liet zuidelijk halfrond vertoonde, en hij kwam tot de volgende uitkomst: tot aan de maand Augustus bleef steeds het bovenste halfrond in hoogere temperatuur dan het onderste; later en vooral in September was het |
|||||
|
f.!\'.
|
|||||
|
verschil echter juist tegenovergesteld, en het onderste halfrond was
hooger in temperatuur dan het bovenste; zoodat de stand van den zonneaequator veel tot de hoogere temperatuur scheen bij te dragen en er invloed op uitoefent. Secchi gaf voor September de volgende tafel, waar hij 17°,8 tot
eenheid aanneemt voor het middelpunt: Afstand van het midden. Warmte-uitstraling in gradt\'n.
14,2..........10°,3
10\',5.......... 14,ü
midden 0,0.......... 17,8
10,5.......... 15,48
— 14,2.......... 10,4
Na vele proeven en onderlinge vergelijkingen der verschillen op de
beide tijdstippen Maart en September, komt men tot het volgende be- sluit: le. dat de temperatuur op den aequator der Zon het hoogste is. 2e. dat het noordelijk halfrond iets warmer schijnt te zijn dan het
zuidelijk halfrond der Zon. Omdat nu de zonneuitstraling eene trapsgewijze aanzienlijke ver-
mindering ondergaat van het midden tot den rand, waar die absorb- tie het sterkste is, zoo volgt daaruit dat er eene absorbeerende dam p- kring om de Zon moet zijn, want de stralen aan den rand der zon- neschijf moeten dikker nevelring doorgaan dan die uit het midden. Thans komt de vraag: hoe groot dan wel de absorbtie is, welke
de dampkring der Zon uitoefent op de stralen, die uit het midden komen, dus daar waar de dampkring het dunste is, en hoe groot wel de zonneuitstraling wezen zoude zonder dien gansenen dampkring. Secchi beantwoordt beide vragen en komt tot het besluit dat
in het midden der zonneschijf door den dampkring \\ geabsorbeerd wordt, en dat, zoo de Zon geen absorbeerenden dampkring bezat, zij voor ons achtmaal heetcr en schitterender zou stralen. Door den wondervollen invloed van dien dampkring wordt eene
al te groote en al te snelle verspreiding der zonnewarmte tegenge- gaan; want zij blijft besloten binnen dien dampkring en bevordert de booge temperatuur der Zon. Die absorbtie brengt geen wezenlijk verlies teweeg; want zij ver-
nietigt de uitstraling niet, maar houdt die tegen. Wat toch zou er van onzen aardbol worden onder eene zonneuitstraling, die achtmaal |
|||||
|
57
|
|||||||
|
sterker was dan de tegenwoordige: geen schepsel kon op onze pla-
neet liet leven bewaren. Een tweede bewijs neemt men uit de verschijnselen, welke men
het eerst bij totale zoneclipsen waarnam. (Zie hierover tevens het hoofdstuk, dat over de eclipsen handelt in het derde deel). Gedurende de zoneclips van het jaar 1842 den 8 Juli, werd de
aandacht der sterrenkundigen gevestigd, op zekere uitwassen gelijk aan reusachtige vlammen van rozeroode kleur, proluberancen ge- noemd, die zich om de schijf der maan vertoonden, toen deze de zonneschijf bedekte. De verwondering, welke die verschijning opwekte, was oorzaak dat er geene juiste waarnemingen gedaan werden en men dus in het onzekere bleef. Zie Plaat X. Sommigen geloofden dat het bergen waren, welke veronderstelling
echter niet rijmde met de waarnemingen van Arago; want eenigen van die gewaande bergen helden zoo zeer over, dat het evenwicht onmogelijk was. De moesten zagen ze aan voor vlammen of wolken. Anderen zoo
als Faye, de Marquez, Felitzch meenden dat het enkel gezichtsbe- drog was. Men moest dus andere eclipsen afwachten om tot zekerheid te komen; want Wassenius in Gothenburg had den 2 Mei 1733 tijdens eene zonsverduistering ook wel eene soort van roode wolken waargenomen, die hij geloofde in den maandampkring te zweven; maar men wist niet juist of die tot de Zon of tot de Maan behoor- den. Met ongeduld wachtte men de eclips van 1851 af, en toen werd het duidelijk, dat die uitwassen geene bergen waren; dat streed tegen hun vorm en men kwam nu tot de overtuiging dat zij tot de Zon behoorden; want zij vermeerderden aan dien kant, welke de inaan- scliijf verliet en verminderden aan den kant, waarheen de Maan trok. Nog was men het niet eens over die verschijnselen totdat de pho- tographie bij de eclips in 18G0 de zaak duidelijker maakte en nader- hand bevestiging kreeg door de photographiën en de waarnemingen in 1868 gedaan. Tevens heeft men door de spectroscoop \' het middel gevonden om
|
|||||||
|
1 Spectroscoop is een werktuig, waarmede men het spectrum waarneemt, en be-
staat uit eene smalle spleet, waardoor de lichtstraal valt. die men ontleden wil, daar achter een prisma of een stelsel van prisma\'s om den straal te ontleden en vervolgens een kijker om de lichtstralen in het oog te brengen. |
|||||||
|
I\'I.AAT X
|
|||||||
|
DK STKKHKNWKRKI.r»
|
|||||||
|
GASACHTfGE ZO N N EU IT WASS E N . i lYutuber.ncm i
W»Krtf*nomen den 1H -iuli |Kt)() bij u>lale zoneclips |
|||||||
|
Ï>H
|
|||||
|
ook zonder eclips die uitwassen waar te nemen. Daardoor is men
tot de volgende uitkomsten geraakt. Dat de dampkring, welke de Zon omgeeft niet overal dezelfde
hoogte heeft: zijn maximum is in de streek van den evenaar, zijn minimum aan de polen. Tn dien dampkring zweeft ecne gasachtige laag, waar die vlam-
mende uitwassen uitschieten. Waterstof is het voornaamste bestanddeel van de rozeroode laag,
welke men bij de eclipsen waarneemt; hoewel zij toch ook andere bestanddeelen als Sodiuin en Magnesium bevat. Plaat XI geeft ons een duidelijk begrip van die protuberancen. De dikte van dien dampkring wordt door Lockijer geschat op
S(KMMKK) meters, de oorzaak echter van die vlammende uitwassen is on- bekend ; wellicht is zij dezelfde, waaraan de vlekken en de fakkels hun ontstaan te danken hebben, want ook in de vlekken worden derge- lijke roode vlammen waargenomen, en Jansen heeft tussehen de pro- tuberancen en de vorming der vlekken een groot verband nieenen waar te nemen. Uit alle waarnemingen komt men tot de volgende besluiten:
1. De protuberancen vinden hunne oorzaak in de Zon en komen
niet voort uit optisch bedrog. 2. De protuberancen zijn eene opeenhooping van lichtende stoffen.
3. Hun vorm is dan eens uitschietend uit de zonne-atmospheer,
dan eens in dien dampkring zwevend. 4. Rondom de Zon bestaat eene laag van dezelfde stof als de pro-
tuberancen, die daaruit hun oorsprong nemen. 5. Het aantal protuberancen is ontelbaar. De Zon schijnt ons toe
omgeven te wezen door zulke uitstralende vlammen. (i. De hoogte dier protuberancen is zeer aanzienlijk, zoodat velen
10 maal de middellijn der aarde overtreffen. 7. De voornaamste bestanddeelen van die protuberancen zijn wa-
terstofgas. § 4. Wat is de Zon ? — Is do kern onder de photosplieer vast, vloeibaar of
gasachtig ? — Wat zijn de zonnevlekken ? — Opgave der verschillende theoriën. Door al bet voorgaande bemerkt men reeds hoever men het ge-
bracht heeft met de beantwoording eener vraag, die vroeger onop- |
|||||
|
I\' i<> 2 hf /.i\'H\'ili-n om II uur 2" min.
|
|||
|
59
|
|||||
|
losbaar scbeen en toch van zulk een groot gewicht voor de sterren-
kimde is: "WAT IS DE ZON?"
Wij kennen de grootte en den afstand van dat middelpunt van ons
zonnestelsel, hare massa en de dichtheid der stof waaruit zij bestaat. Wij kennen het jaarlijksch verlies, dat de Zon ondergaat in licht, warmte en scheikundige kracht, de chemische bcstanddeelen waaruit zij bestaat zijn ons bekend, en hebben ons geleerd dat deze dezelfden zijn als waaruit onze aardbol is gevormd. Toch zijn er bij al die kennis, nog verschillende duistere zaken ter oplossing, van welken wij de voornaamsten behandelen willen; n. 1. de uitlegging der zonne- vlekken; daar dat punt nauw samenhangt niet eene andere vraag naar den physischen aard van de zonnevlekken, dat is de massa der Zon binnen de photospheer gelegen. Is die kern vast, vloeibaar of gasaehtig?
Hoe geeft men rekenschap in de verschillende daarover gemaakte
hypothesen, over het ontstaan, den vorm en de beweging dier duis- tere vlekken, over de halfschaduw, de fakkelen, welke die vlekken vergezellen, en over de poriën, welke men in de photospheer opmerkt? Wij zullen een kort verslag geven van de voornaamste theoriè\'n,
welke men aanneemt om op die vragen een behoorlijk antwoord te geven. De eerste theorie werd in 1774 door Alexandcr Wilson opgezet,
en later door Bode, Michcll, Schroeter, en vooral door W. Herschel gewijzigd en uitgewerkt. De Zon bestaat, zoo meende men, uit een zuiver ronden, (luisteren
bol, uit zijn aard niet lichtgevend, die op verschillenden afstand door drie van elkander onderscheidene dampkringen omringd was. De eerste, het dichtste bij de duistere kern gelegen, werd gevormd door eene ondoorzichtige, terugkaatsende wolkachtige laag, die geen «ander licht gaf dan wat zij zelf ontving. Op dat omhulsel volgde een tweede dampkring, die uit zijn aard lichtgevend was en uit gas be- stond in een voortduremlen toestand van gloeiing, dat was de pho- tospheer die aan de Zon den bepaalden omtrek gaf, welke wij waarnemen. De derde een doorzichtige door de photospheer bestraalde damp-
kring omgaf de gansche Zon en bestond uit lagen, wier dichtheid afnam, naarmate zij meer van het centrale lichaam verwijderd waren. |
|||||
|
co
|
|||||
|
Door die drie dampkringen aan te nemen meende men de vlekken
en hare verschijnselen te kunnen uitleggen: men veronderstelde dat die vlekken veroorzaakt werden door eene geweldige verscheuring dier drie dampkringen, dan zag men in de diepten dier scheuren de donkere kern der Zou dat was de duistere kern der zonne- vlekken op deu kant of de helling dier diepten, zag men de eerste atmospheer dat was de hal f schaduw - - en de opeen-
hooping van de bestanddeeleu der photospheer veroorzaakte de fakkel e n. Plaat XII, Fig. 1 is voldoende om te doen zien op welke wijze de
voorstanders dier theorie de verschillende vlekken met en zonder halfschaduw trachten uit te leggen. In den derden doorzichtigen damp- kring zweefden nu de wolken of uitwassen, welke men bij zoneclip- sen waarnam. Wat aanstonds in die theorie onaanneembaar blijkt, is dat het
grootste gedeelte der Zon vast, koud en duister blijft; bij den ver- bazenden warmtcgraad der photospheer is het niet te begrijpen dat die warmte zich niet heeft medegedeeld aan de inwendige lagen der Zon; terwijl het tevens niet uitlegt, hoe eene dunne laag als de photospheer is, tot zulk eene verbazende warmte-uitstraling gedurende zoo vele eeuwen in staat is. Wanneer de zonnevlekken overigens diepten zijn in de photospheer,
die haar ontstaan te danken hebben aan zekere uitbarstingen of uit- stroomingen, dan is het onmogelijk dat de photospheer vast of vloei- baar is, zoo als Kirchhoff aanneemt, die de schepper is der tweede theorie. De chemische samenstelling der Zon is volgens hem veel eenvou- diger dan in de eerste theorie. De gansene kern der Zon, die door de photospheer ingesloten is, is eene vaste of vloeibare massa in gloeienden toestand, wier opgevangene lichtstralen een onafgebroken spectrum zouden geven zonder zwarte strepen, wanneer zij geen door- gang hadden door den met gassen vervulden dampkring, welke de Zon omgeeft. Die dampkring is de oorzaak van de zwarte strepen in het spec-
trum, die overeenkomen met de spectra\'s der verschillende dampen. De vlekken beschouwt hij als wolken, opeenhoopingen van zeer ver- dikte dampen in een blaasachtigen toestand, daardoor worden de stralen der, photospheer onderschept en zij vertoonen zich als zwarte of grijze vlekken. |
|||||
|
61
|
|||||
|
Deze twee theoriën strijden in zekeren zin met elkander. Tn de
eerste is de photospheer een gloeiend gas; in de tweede eene vaste of vloeibare stof evenzoo gloeiend. Gene beschouwt de vlekken als diepten en deze als wolken en
dus verhevenheden op de photospheer. Welke van die twee is nu de ware?
Beiden hebben wellicht iets waars, en daaruit is door Faye cene
derde theorie opgesteld die men tegenwoordig voor de ware houdt. Volgens hem is de gansche massa der Zon in een gasachtigen toe-
stand , waarin echter rondom het middelpunt zich zekere lagen te- vinden, verschillend in warmtegraad en in uitstralingskracht. De inwendige lagen bezitten zulk eene buitengewone hitte, dat de ver- schillende deeltjes zich in cene volslagene afscheiding bevinden , zoodat er geenc chemische werking bestaan kan. De voortdurende afkoeling echter, welke er in de buitenste lagen plaats heeft, is oorzaak dat de krachten der verschillende deeltjes en atomen in werking komen en daardoor ontstaat de photospheer als zoovele wolken van atomen, niet in zuiver gasachtigen maar toch in gloeienden toestand. Door de zwaarte dier deeltjes zinken dezen terug tot in de onderste lagen der Zon; terwijl hunne plaats ingenomen wordt door opstijgende gasachtige massa\'s; door die stroomen nu, die uit het middelpunt naar den omtrek gaan, en van den omtrek naar het midden ontstaat eene voortdurende wisseling tusschen het oppervlak der Zon en haar binnenste massa. De vlekken, zegt Faye, zijn openingen, diepten in het gloeiende
gasachtige omhulsel, wier ontstaan hij aldus uitlegt: \'. De op elkander volgende lagen worden, zooals wij zagen, door- loopen door opstijgende en nederdalende stroomen. In die voortdurende beweging kan men gemakkelijk begrijpen dat daar, waar die opstij- gende stroomen meer kracht hebben, dan de lichtstof der photospheer, deze wijken moet. Secchi merkt op over het ontstaan der vlekken, dat reeds dagen
te voren, daar waar eene vlek zal [ontstaan, men eene groote bewc- ging in de photospheer waarneemt, die zich openbaart dan eens door fakkelen, dan weder door poriën of door eene verdunning van de lichtlaag. In de opening daardoor ontstaan ziet men dan niet de zwarte koude kern der Zon, maar de inwendige gasachtige massa, wier uitstralingsvermogen, vergeleken bij dat van de niet gasachtige |
|||||
|
Dl\'. STKUKK.MVKKRI.I).
|
||||||||
|
l\'l.A VI\' XII
|
||||||||
|
Ki». I l\'illfnjinj der zonnevlekken, volgens de hypothese van WiUon.
La ile phologpheer; tbt inwendige dampkring; A zonnevlek met kern en
haU\'schadiiw. B kern solider halfsrhaduw; C halfseliaduw zonder kern
|
||||||||
|
Km\'. \'1 .Schijnbare verandering in den vorm eener vlek naar den rand.
|
||||||||
|
62
|
|||||
|
dcclcn der pliotosplieer, zoo zwak is, dat liet verschil daarmede zich
duidelijk in de tint openbaart. De zoogenaamde kern der zonnevlekken is dan ook nimmer zwart,
maar in vergelijking niet de pliotosplieer duister. Kirchhoff maakte tegen de theorie van Faye de objectie dat als
de Zon uit gasstotfen bestaat, zij dan doorzichtig moet wezen, en als de vlekken openingen zijn, dan moest men door die openingen heen, op de tegenovergestelde zijde der pliotosplieer zien, en zoo zouden de vlekken nooit zichtbaar wezen; maar die objectie vervalt, want als de opening der vlek gevuld is met eene absorbeerende gasstof, dan zullen wij wel die stof, maar nooit de tegenoverliggende zijde der pliotosplieer zien. Chacornac, Secchi, Stewart en anderen hadden opgemerkt dat de
fakkels zich voor het grootste gedeelte achter de vlekken vertoonden met betrekking tot de omwenteling der Zon. Volgens Faye is dit een noodzakelijk gevolg der omwentelingsbeweging, omdat die lichtwol- ken zich hoven de oppervlakte der pliotosplieer verheffen, en zoo wordt ook het verschil uitgelegd van de snelheid der vlekken volgens hunne breedte, waarover wij vroeger handelden, een verschijnsel ge- heel en al overeenstemmende niet hetgeen wij op aarde waarnemen, met betrekking tot de aequatoriale stroomen en de passaatwinden. Voordat wij eindigen moeten wij de redenen opgeven, welke de
voorstanders der eerste theorie hadden om de vlekken als diepten te beschouwen: redenen die ook thans voor de nieuwere theorie nog gelden. Wanneer eene vlek door de omwenteling der Zon zich beweegt van
den rand naar het midden, dan ondergaat zij in ons oog eene ver- andering. Aan den rand schijnt zij eene smalle streep te zijn, die langzamerhand langwerpig rond wordt, en zich eerst in het mid- den der Zon in hare ware gedaante vertoont. Vanuit dat midden tot aan den rand waar zij verdwijnt, ondergaat zij, hoewel in tegen- overgestelde orde dezelfde verandering. Die verandering is enkel een gevolg der perspectief, die zeer na-
tuurlijk hare verklaring vindt in den bolvorm der Zon. Wanneer de vlek eene diepte is in den vorm eener omgekeerde kegel, wier schuine zijde de halfschaduw vormt, dan moet gedurende de omwenteling haar vorm noodzakelijk veranderen. Dat gedeelte der halfschaduw, dat het naast hij den rand der Zon zich bevindt, zal zich het eerst aan ons |
|||||
|
63
|
|||||
|
oog vcrtoonen, langzamerhand ziet men de kern of de grond van de
diepte en eindelijk ook de lialfscliaduw aan de zijde van liet midden der Zon gelegen. In de tweede helft van hare loopbaan zal eerst de lialfscliaduw aan de zijde van het midden der Zon verminderen en verdwijnen, daarna verdwijnt ook de kern en eindelijk ook de andere halfschadnw. Plaat XII, tig. 2 geeft van die veranderingen genocg- zamc verklaring. KirchhofY meende, dat de vlekken wolken waren, en legde die ver-
andering van vorm op de volgende wijze uit: Wanneer zich op de photospheer eene wolk had gevormd, werd die voor de omliggende declen als een scherm; daardoor ontstond eene verkoeling in die gedeelten en de vorming eener lichtere wolk, die, de dichtere wolk omgevende, daardoor zich voor ons vertoonde als de lialfscliaduw. Die vlek in het midden der Zon gezien, schijnt zich in het midden van de halfseha- duvv te bevinden; maar meer naar den rand der Zon zich bewegend, zal het gedeelte der lichtere wolk aan de zijde van het midden der Zon met de duistere vlek ineensnielten, terwijl het andere gedeelte naar den zonnerand zich grootcr zal vcrtoonen. De theorie van Kirchhoff laat echter een aantal feiten zonder ecnige
verklaring; zij geeft geen begrip noch van de fakkelen noch van de poriën: daardoor begrijpt men ook niet waarom dergelijke wolken in de poolstreken der Zon niet voorkomen, en waarom na het ver- dwijnen der donkere kern de lialfscliaduw nog voortduurt; zij legt het onderscheid niet uit van kernen zonder lialfscliaduw en van half- schaduw zonder kern. Eén feit vooral is niet uit te leggen in de veronderstelling dat de
vlekken wolken zijn, n. 1. dat de vlekken altijd verdwijnen vóórdat zij geheel den rand der Zon hebben bereikt. Ten laatste als de lich- tende kern der Zon vast of vloeibaar was, waarom geven de randen dan volstrekt geene aanduiding van gepolariseerd licht; wat toch nood- zakelijk het geval moest zijn als de photospheer eene vaste of vloei- bare gloeiende zelfstandigheid was. In het kort willen wij thans samenvatten wat wij van de Zon weten.
Wanneer wij de verschillende verschijnselen, welke de Zon ons aan-
biedt, opmerkzaam nagaan, kunnen wij een blik werpen in de physische samenstelling van dien stralenden lichtbol, en zelfs vinden wij de sporen van zijne vorming in overoude tijden. Die vlammende hemelster, die thans de bron is van leven en de
|
|||||
|
64
|
|||||
|
oorzaak van de beweging der planeten, was eertijde misschien eene
nevelvlek, gelijk aan die, welke wij thans nog in de diepte der lie- mclen waarnemen, en door hare afkoeling gaf\' zij het aanzijn aan hare planeten en hunne wachters. In haren schoot zetelt al de warmte, welke uit die verdikking en uit den val van hare verschillende declen moest ontstaan. Omdat die verbazende massa echter eene verkoeling ondergaat,
zooals de planeten, die haar omringen, ondergaan hebben, zoo zal zij eenmaal beroofd worden van den glans, waarmede zij thans schit- tert. Zal er dan eene oorzaak gevonden worden, waardoor de oor- spronkelijke toestand hersteld wordt? Dat weten wij niet. De wereld heeft echter niet altijd bestaan, en niets bewijst dat zij altijd
moet blijven voortbestaan. De gasachtige toestand der Zon legt ons de verschijnselen uit,
welke wij op hare oppervlakte waarnemen. Haar buitenste omtrek, waardoor zij in de hemelruimte uitstraalt, is daardoor aan verkoeling onderworpen en verliest dus zijn gasachtigen toestand: daardoor vormt deze om de Zon eene laag gloeiende dampen, welke wij p h o t o- spheer noemen. Voor ons onbekende oorzaken drijven uit het midden naar de op-
pervlaktc stroomen van die stoffen, waaruit de Zon bestaat en ver- oorzaken reusachtige openingen in het lichtonihulscl, waardoor de zonnevlekken ontstaan; het binnenste dier openingen is gevuld door eene sterk absorbecrende stof, welke de lichtstralen opvangt, die de Zon ons toezendt. Dat lichtonihulscl wordt ingesloten door een kring van doorschij-
nende dampen, die volgens hunne specifieke zwaarte zich hooger of lager verheffen. Omdat het waterstofgas het minst dichte is, verheft dit zich het hoogst, of\' wel in den vorm van drijvende wolken ofwel in den vorm van uitschietende vlammen, en dat zijn de roode protu- berancen welke men bij totale zoneclipsen waarneemt. IJzer en kalk zijn de stoffen, welke uien het meest waarneemt in de vlekken en de openingen der photospheer. De atmospheer der Zon is zeer uitgestrekt. Zij heeft eene breedte
gelijk aan een vierde van de middellijn der Zon; haar vorm is ellip- tisch; minder hoog aan de polen dan rondom den aequator der Zon. De spectroscoop leert ons, dat de stoffen, waaruit de Zon bestaat, ge-
heel en al dezelfde zijn, als die, waaruit onze aarde is samengesteld. |
|||||
|
(\'..-.
|
||||||
|
Zie daar dan in liet kort te zanien gevat de kennis, welke wij over
de Zon bezitten. Die kennis is, wel is waar, onvolkomen; maar als wij bedenken, boe snel de groote ontdekkingen aangaande die licht- toorts elkander hebben opgevolgd, dan moeten wij fier zijn tot een geslacht te belmoren, dat grootere schreden op den weg der wetenschap gedaan heeft dan alle voorgaande geslachten. Het laatste woord is nog niet gezegd en hoewel de spectrometrie eene wetenschap is nog in bare kindschbeid, over wier aanduidingen men geene voorbarige besluiten moet maken, zoo kunnen wij toch hopen, dat eene geduldige waar- neming en met zorg uitgevoerde proeven de verschillende theoriën en hypothesen zullen toetsen, om veel wat thans nog duister en onze- ker is, tot helderheid en zekerheid te brengen, om door al die ken- nis, glorie te geven aan Hein, die zijne woonplaats in de Zon heeft opgeslagen! In Sole posuit tabernaculuui suuin Altissinius. |
||||||
|
5
|
||||||
|
TWEEDE BOEK.
|
|||||
|
DE PLANETEN.
Inleiding. — Omwenteling en omloop. — Richting dier beweging. — Ellips en
hare eigenschappen. — Wetten van Kepler en hunne verklaring. — Wet van Titius. — Elementen der planetenbaan en hunne verklaring. — Verdeeling der planeten. Eondom de Zon, die verbazende bron van licht en warmte, loopen
op versebillenden afstand en in verschillende omloopstijden eene me- nigte ondergeschikte lichamen, waarvan ook onze Aarde er een is. Vroeger hebben wij ze reeds opgeteld.
Die lichamen, dan eens alleen en dan weder in groepen, die in
het klein het groote zonnestelsel af heelden, vormen afzonderlijke we- relden, wier afmetingen, afstand, beweging, vorm en physische samen- stelling eene bijzondere studie en onderzoek vereischen. Dat onderzoek zal ons thans bezig houden.
De talrijke verschijnselen, waarvan die werelden het tooneel zijn,
en die door ons worden waargenomen, zullen ons niet alleen het sa- menstel en den houw van het gansche Zonnestelsel doen kennen, maar veroorloven ons ook een blik te slaan in de bijzonderheden van ieder dier lichamen. Wij 7.ullen zien wat de machtigste telescopen ons lecren over hun
vorm, de zichtbare vlekken op hunne schijf, en daaruit besluiten dat zij om eene as draaien; de lengte van dag en nacht op hunne opper- vlakte, den vorm hunner loopbanen en den duur van het jaar voor ieder hunner zullen wij nagaan. Het verschil van klimaat zelfs, dat 5
|
|||||
|
68
|
|||||
|
op hen heersclit, zal ons gedeeltelijk geopenbaard worden door den
hellingshoek van de as op de loopbaan, welke zij rondom de zon beschrijven. Het bestaan der wachters of manen, die op vastgestelde tijden rond-
om de voornaamste planeten loopen, zal ons geen minder belang inboe- zeiuen, wegens de verschillende verschijnselen, welke zij daardoor op de planeten veroorzaken. Dan eens straalt de verlichte zijde dier manen op de planeet en schenkt helderheid aan hare nachten; dan weder veroorzaken zij eclipsen, wanneer zij de stralen der Zon beletten tot de planeet door te dringen; eindelijk begrijpen wij ook het verschijn- sel der getijden, welke op hunne oppervlakte plaats hebben. Op die reis door ons zonnestelsel zullen wij ook onze Aarde ont-
moeten. De studie der sterrenkundige verschijnselen, die haar en haren wach-
ter betreffen, en het nauwkeurig onderzoek vooral van dien zoo dicht bij ons geplaatsten wachter, zullen ons vooral helpen, om zoowel de overeenkomst als bet verschil te begrijpen van de verschijnselen, welke wij op verschillende planeten waarnemen. Achtereenvolgens zullen wij de verschillende, wereldbollen beschou-
wen, welke om de zon loopen, en daarbij de orde van hunnen afstand volgen. Vóórdat wij echter die reis beginnen en vóórdat wij de verschil-
lende verschijnselen nagaan, welke iedere planeet bezit, en waardoor zij van elkander onderscheiden zijn, is het noodig ons eerst een juist begrip te maken van de kenmerken, die aan allen eigen zijn, en waar- door zij tot dezelfde orde belmoren, en wel in de eerste plaats een juist begrip van de tweevoudige beweging, waaraan allen on- derworpen zijn: van de beweging om de zon en van de beweging, waardoor iedere bol om zijne as draait. Wij weten dat de Aarde een bijna ronde bol is, die niet eene ge-
1 ijkmatige snelheid om zijne as draait, waardoor hij in iets minder dan vier en twintig uren van bet westen naar liet oosten zijne omwenteling volbrengt. Die beweging is oorzaak dat het schijnt alsof de gansche sterrenhemel, zon en maan zich in eene tegenovergestelde richting bewegen. De zonnevlekken hebben ons reeds geleerd, dat ook de zon dezelfde beweging bezit rondom hare onveranderlijke as. Met het bloote oog schijnen de andere lichamen van ons zonnestelsel
lichtende punten, niet onderscheiden van de andere sterren; maar |
|||||
|
69
|
|||||
|
door een telescoop beschouwd, vertoonen de voornaamsten zich als
ronde schijven, en hen aandachtig waarnemende heeft men op hunne oppervlakte zich bewegende vlekken ontdekt, waardoor zoowel hun bolvorm als hunne omwenteling duidelijk wordt. Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus belmoren tot dat getal. Wat de andere planeten betreft, eenigen zoo als Uranus en Neptunus zijn te ver van ons verwijderd, en de andere asteroïden zijn te klein, dan dat men met zekerheid hunne omwenteling heeft kunnen waarnemen: echter is het volstrekt niet twijfelachtig en de wetten der beweging maken het zeker, dat er op dit punt eeue volmaakte overeenkomst bestaat tusschen al de planeten. Die overeenkomst vindt men ook bij de wachters: onze maan wentelt om hare as, zooals blijkt uit de waar- neming; bij de wachters van Jupiter heeft men zulk eene beweging waargenomen, en wij mogen dus niet grond vooronderstellen dat het evenzoo met de wachters der overige planeten is. De assen der Zon, der planeten en van hunne wachters hebben
ieder eene verschillende richting, welke zij ten naasten bij onveranderd behouden. De tweede beweging is die van eene verplaatsing in de ruimte.
Iedere planeet wentelt om de zon, zoodat het middelpunt der planeet rondom die Zon eene langwerpig ronde baan beschrijft; terwijl de Zon niet in het middelpunt van die baan, maar in een van hare beide brandpunten is geplaatst, zoodat de zon het middelpunt is van alle planetenbanen te zamen genomen. De tijd, waarin die planeten hunne wenteling om de Zon volbrengen,
verschilt voor ieder van hen, naarmate hun afstand tot de Zou grooter of kleiner is, volgens eene door Kcpler gevonden wet, welke wij hierachter zullen nagaan. De wachters wentelen om hunne hoofdpla- neet, zooals deze zich om de Zon beweegt. Wat wij echter hier reeds in het oog moeten houden is de richting,
waarin die hemellichamen zich op hunne baan verplaatsen. De omwenteling der Aarde geschiedt van het westen naar het
oosten. Welke is nu hare richting in de jaaiiijksche wenteling om de Zon?
De omwentelingsas der Aarde staat niet loodrecht op hare loopbaan,
maar helt ongeveer GG° op dat vlak, met andere woorden, de omwen- telingsas der Aarde maakt met het vlak van de loopbaan een boek van ongeveer G(>°, een der polen bevindt zich nu aan de éene zijde 5*
|
|||||
|
70
|
|||||||
|
van het vlak \' harcr loopbaan, en de andere pool aan de andere
zijde; want het middelpunt van den aardbol beschrijft de loopbaan. Vooronderstellen wij eens, om het duidelijk te maken, een waarnemer in het middelpunt der Aarde, dus juist in het vlak der loopbaan, met het gelaat naar de noordpool der Aarde, of wat hetzelfde is naar de noordpool des hemels gericht, dan zou hij zien dat al de punten der Aarde van de rechterhand naar de linkerhand draaiden. Voor hem dus is het hetzelfde of men zegt eene wenteling van de rechter- naar de linkerhand of van het westen naar het oosten. Het vlak der loopbaan van de Aarde gaat juist door het middelpunt
der zon. In de vooronderstelling dat dezelfde waarnemer zich in het- zelfde vlak en in dezelfde richting in het middelpunt der Zon ver- plaatst, dan zou hij ook de Zon om hare as zien wentelen van de rechterhand naar de linkerhand, dat is van het westen naar het oosten. Diezelfde richting van beweging vindt men terug bij alle hemcl-
lichamen van ons stelsel: bij de wenteling der planeten om de Zon zoowel als bij de wenteling der wachters om hunne planeten; later zullen wij zien, dat wij eene uitzondering op dien regel ontmoeten bij de wachters Aan Uranus, die juist in tegenovergestelde richting om de planeet loopen. Voor een beschouwer, die in het midden of met andere woorden in
de Zon geplaatst was, zou onze planeet hare baan doorloopen van de rechter naar de linkerhand, dus ook van het westen naar het oosten. Niets is, zooals men ziet, eenvoudiger en gemakkelijker dan de
algcmeenc wet, welke de richting dier beide bewegingen bepaalt. Plaat XIII, waar het gansche planetcnstelsel, met de onderlinge plaat- sing der voornaamste planeten, is afgebeeld, zal het begrip der be- wegingen, waarvan wij gesproken hebben, nog verduidelijken.2 Wanneer het vlak, dat het middelpunt van iedere planeet om de
Zon beschrijft, verlengd wordt, snijdt dat verlengde vlak het mid- dclpunt der Zon. |
|||||||
|
\') Om zich een duidelijk begrip van vlak te maken, verbeelde men zieh een hoepel
die de loopbaan der Aarde of van eene planeet vertegenwoordigt, terwijl de zon in het middelpunt geplaatst is. Wanneer de gansche binnenruimte van den hoepel met papier beplakt was, dan wjjst de vlakte van het papier het vlak van de loopbaan aan, dat altjjd door de zon gaat. • In deze plaat zjjn de loopbanen der planeten als cirkels afgeteekend, hoewel zjj
eigeniyk langwerpig rond zijn. De zon behoort ook niet in het midden te staan, zoo |
|||||||
|
71
|
|||||||
|
De vlakken echter van die loopbanen hebben niet allen dezelfde
richting; want vergeleken met de loopbaan der Aarde hellen zij in meerdere of mindere mate op die aardsche loopbaan, waaruit volgt dat van iedere planeet de ééne helft harer loopbaan boven, de andere helft onder het vlak van de loopbaan der Aarde is. Het verschil en de helling dier onderscheidene loopbanen is op plaat XIII, fig. 2 afge- teekend. Omdat die helling niet zeer groot is, zoo volgt daaruit, dat die pla-
neten van de Aarde gezien, zich in eene bepaalde streek des hemels vertoonen, en wel in de streek, waar de Zon zich aan ons vertoont. Men noemt die streek ZODIAK of DIERENRIEM. Ons gansche zon- nestelsel op den kant gezien, zou zich voor iemand, die zich buiten zijne grenzen bevond, vertoonen als een groep in een verlengden vorm, met de Zon als een helder stralend punt in het midden; (Zie Plaat XIII, Fig. 2) terwijl een aantal kleine sterren in verschillenden glans, de planeten met hunne wachters, zich aan weerszijden zouden ver- toonen en bijna rechte lijnen zouden beschrijven. Toen Copernicus het ware wereldstelsel ontdekte van de versehil-
lende bewegingen der planeten om de Zon, legde hij daardoor den grondslag voor de nieuwere sterrenkunde. Gallileï bevestigde dat stelsel meer en meer en leverde er nieuwe
bewijzen voor. Veel bleef echter nog in het duister; want over den vorm der loopbanen, over de snelheid der bewegingen op vcrschil- lende punten op die baan, over de betrekkelijke afstanden tot de Zon had men nog geen juist begrip; en toch waren die bepalingen onont- beerlijk voor den verderen voortgang der sterrenkunde. Lang bleef men echter niet in het onzekere, want aan het volhar-
dend geduld en aan het genie van Kepler was het te danken, dat men tot de volledige oplossing dier zoo moeielijke vraagstukken geraakte. Uitgaande van de veelvuldige waarnemingen, die zijn meester Tycho-
Brahé had gedaan, kwam hij na 17 jaar van ingespannen studie tot de ontdekking dier wetten, waaraan het dankbare nageslacht zijn |
|||||||
|
als hier; maar het is ondoenlijk om op zulk eene kleine schaal dat verschil aan te
duiden, vooral bjj de planeten die het dichtst om de zon loopen. Fig. 10 zal dit ge- brek verhelpen. De onderlinge afstand van het algemeene middelpunt is nauwkeu- rig aangegeven en dus ook de evenredigheid der onderlinge loopbanen. De plaatsing der planeten is de stand, welken wjj op den eersten Januari 1871 en 1872hebben ge- nomen uit den Nautical Almanac. |
|||||||
|
J)K STERRENWERELD.
|
||||||||||||||
|
PLAAT XIII.
|
||||||||||||||
|
Ii
|
||||||||||||||
|
-\'O\'" St«ndr v FWM Trav
XfftOnms / ¥/ |
||||||||||||||
|
\' Oo v Jlars---------------------
.... , . ""*".Wfc™,
nctiplwa
|
||||||||||||||
|
|
||||||||||||||
|
ZONNESTELSEL.
Fijf.1. Loopbanen tier planoten Fitf. 2. Helling der phnolenbnan u|i liet vink der Ecliptica
|
||||||||||||||
|
Tl\'
|
|||||||||
|
naam verbonden heeft. Die wetten willen wij thans beschouwen, om
ons daardoor een juist begrip te kunnen vormen over het gansche planetenstelsel. Wij weten dat de planeten rondom de zon loopen langs eene denk-
beeldige lijn, die in zich zelve terugkeert en wier punten in een be- paald vlak liggen. Welke is nu de vorm van die loopbaan, en welke plaats neemt de Zon in dat vlak in? Op die beide vragen geeft de eerste wet van Keplcr het antwoord. Zij
luidt: "ledere planeet beschrijft om de zon eene ellips en de zon staat a 11ijd in een der twee brandpunten dier ellips." Wat nu is eene ellips?
liet is eene schninsche niet door het grondvlak gaande kegelsnede.
Zulk eene ellips kan men beschrijven door op eenigen afstand van elkander een paar pennen of spelden op een vlak te slaan; aan ieder der pennen knoopt men liet einde van een draad vast, immer zorgende dat de lengte grooter is dan de ruimte tusschen de beide pennen. Nu beschrijft men met een potlood, dat men langs den gespannen |
|||||||||
|
G
(Fig. S.) Wetten der ellips.
|
|||||||||
|
draad doet voortgaan, eene lijn aan beide kanten der pennen: die ronde
langwerpige, in zich zelf wederkeerende lijn is de ellips. De beide ponten, waar de uiteinden van den draad aan gehecht waren, A en B, |
|||||||||
|
t:ï
|
|||||
|
(fig. 8), noemt men de brandpunten der ellips en den afstand van
een brandpunt tot aan den omtrek noemt men den voerstraal of Radius Vector: de som van twee voerstralen uit de beide brand- punten naar eenig punt op den omtrek genomen is altijd even groot en wel gelijk aan de lengte van de groote as CD. De groote as, ook wel apsidiënlijn genoemd, is de lijn,
welke door de beide brandpunten gaande, de ellips in twee deelen verdeelt; en de kleine as is de lijn, welke door het middelpunt der groote as gaande loodrecht op deze staat FG. \'De afstand van een der brandpunten tot aan het middelpunt der
groote as, noemt men de uit middelpuntigheid excentrici- teit A E. Uit deze waarheid volgt, dat als de planeet zich op middelbaren
afstand der Zon bevindt, h. v. in F of in G, dat die afstand gelijk is aan de halve groote as, omdat de som der beide voerstralen AF en BF gelijk is aan de geheelc lange as. Tevens volgt daaruit dat als men de exentriciteit eener planetenbaan
kent en eene der beide assen, men immer de andere as berekenen kan. Kent men b. v. door de uitmiddelpuntigheid den afstand der beide brandpunten A en B en tevens de lengte der groote as CD, dan be- hoeft men uit het brandpunt A de halve lange as slechts te nemen op de lijn FG en men vindt de korte as. Volgens de eerste wet van Kepler nu staat de Zon altijd in één
der beide brandpunten van de elliptische planetenbaan. Staat de Zon b. v. in A en de planeet in C, dan heet zij te staan in haar perihe- lium, zonnenabijheid; staat zij daarentegen in D, dan heet zij te staan in haar aphelium, zonneverte; en in F of G, dan staat zij op mid- delbaren afstand. Naarmate het centraal lichaam is, ontvangt de dichtste of verste
stand andere namen. Zoo spreekt men van onze maan in haar peri- qeum of apogeum, dat is aardnabijheid of aardverte: evenzoo van de manen van Jupiter in hun perijovium of apojoviicm. Dit zal voldoende zijn om de eerste wet van Kepler ten volle te
hegrijpen. De afmetingen der planetenbanen verschillen veel onder elkander en hun omtrek door de excentriciteit gemeten, geeft niet immer dezelfde uitkomsten. Eenigen, zooals die van de Aarde, Nep- tunus en vooral van Venus hebben zulk eene geringe excentriciteit, dat hunne banen bijna cirkelvormig zijn; anderen daarentegen zooals |
|||||
|
74
|
|||||||||
|
die van Mcreurius en van vele kleine planeten zijn zeer langwerpig en
hebben dus groote excentriciteit. De kometen vooral beschrijven bui- tengewoon langwerpige ellipsen: inzonderheid de komeet van Halley heeft de grootst bekende excentriciteit. Zie PI. XIII, tig. 1. Uit de eerste wet van Kepler volgt dat de afstand van eene pla-
neet met betrekking tot de Zon gedurende den tijd van haren omloop onophoudelijk verandert en grooter of kleiner is. Maar is de snelheid, waaarniede zij op hare baan voortwentelt, op alle punten even groot of is deze ook veranderlijk? Die snelheid is zooveel grooter naarmate zij dichter bij de bron van
hare beweging, bij de Zon is; \' en nu leert de tweede wet van Kepler ons de verhouding, waarin die beweging door den afstand verandert. Zij luidt: de voerstraal van eene planeet doorloopt in gelijke tijden niet gelijke deelen der baan, maar gelijke vlakte uitgebreidheden. Omdat de snelheid der planeet grooter of kleiner is, zal zij ook
in denzelfden tijd een grooter of een kleiner gedeelte van hare baan doorloopen. De grootte nu van dat gedeelte harer baan heeft Kepler op eene merkwaardige wijze door die tweede wet bepaald. Nemen |
|||||||||
|
9
(Fig. 8.) Wetten der ellips.*
|
|||||||||
|
\') Uit de eerste wet van Kepler hewjjst men, dat de aantrekkingskracht der zon
zwakker werkt naarmate de afstand der planeet grooter is, niet echter in dezelfde |
|||||||||
|
75
|
||||||
|
wij b. v. fig. 8. twee gedeelten, welke de planeet op verschillende
tijden op hare baan doorloopen heeft, gedurende eene even groote tijdruimte, van p tot p\', en van p" tot p*\', en trekt men nu de voer- stralen van dat gedeelte der baan tot de Zon in B, dan zal volgens de tweede wet van Kepler, de vlakke inhoud, welke tusschen die voerstralen is gelegen, immer even groot zijn. De meetkunde l>e\\vijst ook dat de inhoud van p" B p" even groot is als de inhoud van p\' B p. Naarmate de driehoek in lengte toeneemt, vermindert zijne basis en omgekeerd. De snelheid der planeet vermindert of vermeer- dert dus in omgekeerde reden van den voerstraal. Wordt deze langer dan is de snelheid kleiner, en hoe kleiner voerstraal hoe grootere snelheid, dat is, hoe grooter het gedeelte is, dat zij op hare baan doorloopt. Hoe verder de planeet van de Zon is, des te korter de boog op hare baan en des te langzamer hare beweging: in het aphelium is hare snelheid dus het geringste. Hoe dichter bij de Zon hoe groo- ter boog, hoe sneller beweging, en dus in bet perihelium het snelst. Die beide wetten vinden niet enkel hare toepassing op de loopbanen
der voornaamste planeten, maar ook op de loopbanen der wachters. Zoo beschrijft de maan eene ellips rondom onze Aarde, die in één der brandpunten is geplaatst van de baan, welke de maan beschrijft, en de snelheid van onzen wachter is zoodanig, dat als men zijne loop- baan in deelen verdeelt, welke hij in gelijke tijdruimten doorloopt, men ook bevindt, dat alle driehoeken door de voerstralen gevormd, even groote oppervlakten hebben. De derde wet heeft aan Kepler de meeste studie gekost. Abstracter
van inhoud, is zij echter even eenvoudig in haren vorm. Zij is van het hoogste belang voor het goed begrip der astronomische kennis, en verdient al onze aandacht. De beide eersten hebben tot voorwerp iedere planeet afzonderlijk be-
schouwd; maar de derde wet stelt de betrekking tusschen de ver- schillende planeten in het ware licht. Zij drukt het merkwaardig verband uit tusschen de afstanden der planeten tot de Zon en den tijd, dien zij behoeven, om hunne omwenteling rondom dat lichaam te vol- brengen. Zij luidt: "De beide vierkanten (kwadraten) van |
||||||
|
verhouding maar volgens het kwadraat van den afstand. Over de zwaartekracht ech-
ter, het ware levensbeginsel van de sterrenwereld, later in het derde deel van dit werk uitvoerig. |
||||||
|
76
|
|||||
|
de omloopstijden van twee planeten staan tot elkander
in dezelfde verhouding als de derde machten (kuhen) van hunnen middelbaren afstand." De middelbare afstand der planeten van de Zon wordt steeds groo-
ter van Mereurius tot Neptunus en hunne omloopstijden evenzeer. De verhouding nu van die omloopstijden niet den middelbaren afstand, of wat op hetzelfde neerkomt, niet de groote as \' der loopbaan leert Kepler ons door zijne derde wet. De heide volgende kolommen bevatten den duur der omwenteling,
uitgedrukt in middelbare dagen en de lange as der voornaamste pla- neten, uitgedrukt volgens eene lengtemaat, waarbij men de lange as der aardsehe loophaan of het dubbele van den middelbaren afstand tot de Zon als eenheid neemt. Dag.
Mercnrins...... 87.96926 0.3870988.
Vcnus....... 224.70079 0.7233322.
de Aarde...... 365.25636 1.0000000.
Mars........ 686.97979 1.5230914.
Jupiter....... 4332.5848 5.202798.
Saturnus......10759.2198 9.538852.
Uranus.......30686.8208 19.182639.
Neptunus......60117.30 30.03386.
Wanneer men nu den duur der omwenteling met zich zelven verme-
nigvnldigt, krijgt men het vierkant. Wanneer men de lengte der groote as eerst met zich zelve vermenigvuldigt en daarna nog eens met de lengte der groote as, verkrijgt men de kuhen of derde machten. Wan- neer wij dit met de omwentelingstijden van twee planeten doen, en die door elkander deelcn, krijgen wij hetzelfde quotiënt als wanneer wij van diezelfde planeten de kubcn hunner assen door elkander deelden. Laat ons Venus en Jnpitcr tot voorbeeld nemen.
Het vierkant van Venus\' omloopstijd, wanneer wij alleen de twee eerste decimalen nemen is 50.490,0900, en liet vierkant van Jupiters omloop is IK.771,249,4504. Wanneer dit gedeeld wordt door het vier- 1 Sprekende over de ellips zeiden \\vjj, dat de middelbare afstand gelijk is aan de
halve lange as der loopbaan, \'t Is dus hetzelfde of wü volgens die Keplersche wet de verhouding der omloopstüden nemen tot den middelbaren afstand, tot de halve of de geheelü lange as. |
|||||
|
77
|
|||||
|
kant van Venus\' omloop, dan is het quotiënt 372. De derde macht
van Venus\' groote as is 0,378,450805, en de kubus van Jupiters groote as 140,835258.325: dit gedeeld door de kubus van Venus geeft tot quotiënt ook 372. Zoo is het met alle andere planeten, terwijl die wet ook van toepassing is op de wachters van Jupiter, Saturnus en Uranus. Uit deze wet volgt eene gewichtige waarheid, n.1. deze: dat wan-
neer men den omloop der planeten kent, men gemakkelijk daardoor tot de kennis komt van hare baan en dus ook den middelbaren afstand tot de Zon kent; want als men den afstand maar kent van eene der planeten, kent men dien van al de overigen. Alles komt dus neer op de juiste kennis van den afstand van eene der planeten, b. v. van de Aarde. Wanneer de omloopstijd en de groote as der Aarde bekend is, of met andere woorden, de middelbare afstand van de Aarde tot de zon, dan vindt men gemakkelijk de groote as of den afstand tot de Zon van de andere planeten. Wij kennen bijv. door observatie den om- loopstijd van Venus; welnu, dan leert de derde wet van Kepler ons den afstand van Venus tot de Zon kennen, want de vierkanten der beide omloopstijden staan tot elkander als de kuben der middelbare afstanden. Wij hebben dus met weglating der decimalen de volgende eenvoudige berekening. 365*: 2245 = 1\' : X3 dat is :
133225: 50176 = 1: X3 dus: 50176 _nq7fifi X -133225-0\'3766\' De middelbare afstand van Venus tot de Zon is dus 0.3766; daarbij
den middelbaren afstand of de halve as der aardsche loopbaan tot eenheid genomen. De groote as is dus het dubbele, of 0.7532, welke getallen overeenkomen met de hier boven aangegevenén; bet kleine verschil ontstaat uit het weglaten der decimalen. Na Kepler vond Titius, prof. te Wittcnberg, eene wet uit, welke
zijn naam draagt, waardoor de afstand der verschillende planeten tot de Zon wordt uitgedrukt. Zij mag echter gecne wet genoemd worden, omdat zij niet juist doorgaat op alle planeten en ook niet op weten- schappelijke gronden steunt. Zij is maar, zooals prof. Kaiser zegt, een eenvoudig hulpmiddel voor het geheugen, daar zij op eene merk- waardige wijze overeenstemt met de ware afstanden, zooals men uit het onderstaande zien zal. |
|||||
|
7*
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Wanneer men bij de reeks getallen welke men verkrijgt door het
dubbel van het voorgaande te nemen: 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384 telkens het getal 4 optelt, verkrijgt men de afstanden volgens Titius. De laatste planeet verraadt eene zeer groote afwijking, maar hoewel de wet van Titius niet nauwkeurig is, heeft zij toeh het hare bijgedragen om de in de reeks ontbrekende en vroeger onbe- kende planeten te ontdekken. Later heeft Hinrichs uit het verband van Keplers wetten met de
hypothese over de planetenvorming door La Place trachten te bewij- zen, dat de wet van Titius het gevolg is van de voortgaande conden- satie der oorspronkelijke nevelvlek; zoodat de getallen, die den af- stand der planeten uitdrukken tevens den tijd aangeven, verloopen tusschen ieders vorming, liet kleine verschil, dat er bestaat tusschen de getallen volgens de theorie en volgens de waarnemingen, zoekt hij op rekening te schuiven gedeeltelijk van den weerstand der ether en gedeeltelijk van de storingen, welke de planeten elkander doen on- dergaan. Het stelsel der wachters is volgens hem aan dezelfde wet onder- worpen; maar voor de oudste planeten bestaat er grooter verschil in. Wat er van zij, Hinrichs komt tot een gewichtig besluit; n. 1. dat
de wet der voortgaande condensatie nauw verbonden is met de derde wet van Kepler. Dit zij hier genoeg, later zullen wij meer in het bijzonder die ne-
veltheorie beschouwen. Wat de wetten van Kepler ons leeren over de planeten met bc-
trekking tot de Zon is echter nog niet voldoende, om de ligging van eene planetenbaan in het hemelruim te kennen. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
79
|
|||||
|
Om die nader te bepalen worden meer gegevens vereischt. Men
noemde die vroeger de elementen der baan, welke benaming zij ook thans nog behouden hebben. De kennis dier elementen is van bet grootste belang voor de sterrenkunde; want bemerkt men dat de elc- mentcn van twee waargenomene planeten met elkander verschillen, dan besluit men daaruit, dat hunne banen ook verschillen en eene verschillende richting hebben; dit is vooral van nut bij de waarne- ming van kometen, die slechts na ecuwen terugkeeren en waarvan men zonder de kennis dier elementen nooit bepalen kon, of die ko- meten dezelfde of nieuwe zijn. Om de baan van een om de Zon loopend hemellichaam te kennen,
heeft men zeven verschillende elementen noodig, 1. De middelbare afstand van de Zon, of wat hetzelfde is, de halve
of geheele lange as der baan. 2. De afstand van het brandpunt, waarin de Zon staat tot bet mid-
delpunt der groote as, met andere woorden: de excentriciteit der baan uitgedrukt in gedeelten der halve groote as, die men = 1.00 stelt. 3. De richting der groote as, of wat hetzelfde is, de lengte van bet
perihelium tot het voorjaars-evennachtspunt uitgedrukt in graden. 4. De epoche, dat is de middelbare lengte eener planeet, ten tijde
van de berekening. 5. De periode der planeet of de omloopstijd, gemeten in gewone
zonnedagen. G. De lengte van den klimmenden knoop, dat is het punt waar de
loopbaan der planeet, den ecliptica of de loopbaan der Aarde doorsnijdt, gemeten in graden van het voorjaars-evennachtspunt. 7. De helling van den loopbaan der planeet op het vlak van den
ecliptica, of wat hetzelfde is, op de loopbaan der Aarde. De vijf hier eerst opgenoemde elementen hebben enkel betrekking
op den vorm der elliptische loopbaan en op de beweging der planeet op die baan, de beide laatstgenoemde elementen doen ons de ligging der baan kennen. Voor zoo verre noodig, geven wij tot duidelijkheid nog eene korte
verklaring van een paar der opgenoemde elementen. Wat de halve as en de excentriciteit betreft, deze hebben wij hierboven, sprekende over de ellips, genoegzaam leeren kennen. De lengte van het perihelium vereischt eene korte verklaring. Vooraf
merken wij op, dat men eene tweevoudige wijze gebruikt om den |
|||||
|
•
|
||||||||
|
80
stand van een hemellichaam aan te geven, de Breedte is de af-
stand van den ecliptica of de loopbaan der Aarde, en de De cl in at ie is de afstand van den aequator des hemelt) of van bet vlak van deu aardschen aeqnator. Breedte en declinatie kunnen das ten noorden en ten zuiden zijn. Om den verderen stand te bepalen beeft men een be- paald punt vastgesteld aan deu hemel, namentlijk den eersten beinel- meridiaan, en dat punt is bet voorjaars evennacbtspnnt, dat is bet punt, dat de Zon den 21 Maart bereikt, wanneer zij juist in bet ver- lengde vlak van den aardschen aeqnator staat, en daardoor op Aarde even lange dagen als nachten veroorzaakt. (Zie verder hierover III de aarde 8 .\'5). De afstand nu van het hemellichaam van dien eersten hemelmeridiaan, noemt men de lengte, gemeten langs den ecliptica, en als men dien afstand meet langs den hemel-aequator noemt men dit rechte opklimming of Keet as een si o.\' Om nu de baan der planeet nauwkeurig te kennen, moet men weten
waar aan den hemel bet punt is, waar de planeet in bet perihe- lium staat, en nu meet incn den afstand van den eersten hemelraeri- diaan of van het voorjaars-evennachtspunt A P is de groote as der planetenbaan in wier ééne brandpunt zich
|
||||||||
|
(Eig. 9.) Elementen der planetenbaan.
|
||||||||
|
\' Wanneer wjj van eene plaats op Aarde spreken, bepalen wü hare lengte en hare
breedte; de lengte is de afstand langs den aequator gerekend van den eersten meri- diaan, welke door de Engelsehen gerekend wordt over Greenwich te loopen, en door de Eranschen over Parijs. Soms neemt men voor eersten meridiaan ook wel den denkbeeldigen cirkel, loopende over de piek van Teneriffe naar de Noordpool. De |
||||||||
|
si
|
|||||||
|
de Zon Z bevindt. V is het voorjaars-evennaelitspunt en P liet peri-
heliuin van de baan, dan drukt de hoek 1\'Z V de lengte van het perihelium uit of den afstand van 1\' tot V. Üe epoche, het tijdstip der waarneming, kan willekeurig genomen
worden; men neemt gewoonlijk 1 Januari en dat oogenblik noemt men epoche, om daaruit, als het begin der beweging, de middelbare lengte te berekenen eener planeet voor elk gegeven tijdpunt. De vlakken der planetenbanen vallen niet samen met het vlak van
de aardsche loopbaan. Fig. 2, PI. XIII toont ons de richting van hunne hanen met betrekking tot den ecliptica; de planeet volbrengt dus een gedeelte van hare loopbaan boven en een ander gedeelte onder het vlak van de loopbaan der Aarde en haar baan doorsnijdt dus op twee punten het vlak van den ecliptica; die beide punten nu, waar de planetenbaan den ecliptica doorsnijdt, noemt men knoopen. Wan- neer de planeet, op het snijpunt zijnde, ten noorden boven het vlak der aardsche loopbaan rijst, dan heet zij te staan in den klim m e n - den knoop (^) en gaat zij onder dat vlak ten /uiden, dan heet zij in den dalenden knoop (e). Nu bepaalt het zesde element het punt, waar de planeet boven het vlak van den ecliptica rijst, altijd wederom geteld van het voorjaars cvennachtspunt; dus de hoek V Z y> (zie de vorige figuur) bepaalt het lengtepunt van den klimmenden knoop. De denkbeeldige lijn, welke de beide knoopen vereenigt, noemt men de knoop lijn, en omdat die lijn altijd door het middelpunt der Zon gaat, is, als men de lengte van den klimmenden knoop kent, de lengte van den dalenden knoop ook bekend, want die ligt juist een halven cirkel, dat is 180° verder; ligt de klimmende knoop bijv. 12!)° van het voorjaars-evennaelitspunt, dan ligt de dalende knoop 12!)° 180° = 3ÜÜ° van het voorjaars evennachtspunt. - |
|||||||
|
breedte is de afstand van de plaats tot aan den aequator: zoo ligt bij voorbeeld Lei-
den op 0° 17\' 57\' 5 lengte van Greenwich en 52" 9\' 28" 2 noorderbreedte van den aequator. Diezelfde bepaling gebruikt inen, als men van de hemellichamen spreekt, maar noemt het dan Reclascensio RA, rechte opklimming, en DeclinatieD, afwijking. Zoo staat bjjv. de vaste ster .Sirius ongeveer KA 150\' en D 13°, dat wil zeggen die ster staat 150 graden van het punt, waarop de Zon zich in het voorjaars-even- nachtspiint bevindt en 13 graden teH noorden van het vlak van den aanbenen aequator. De graden worden geteld van het westen naar het oosten, juist volgens de wente- Hng der Aarde. " Dit is met betrekking tot de Zon en dus de heliocentrische plaats; wanneer men
de Aarde als middelpunt denkt, dan noemt uien het geocentrisch. |
|||||||
|
82
Wanneer men de heide knooppunten heeft gevonden, kent men
daaruit ook de meerdere of mindere helling, dat is den grooteren of kleineren hoek welken de planetenbaan maakt met den ecliptica. Om dus de beweging eener planeet te bepalen, moet men zeven
onbekenden zoeken, of juister zes; want volgens de derde wet van Kepler staan de omloopen in juiste verhouding met den middelbaren afstand of de halve lange as. Kent men dus den middelbaren afstand, dan kan men daaruit de periode of den omloopstijd berekenen. Eene nadere oplossing en berekening dier elementen valt buiten
het doel van dit werk, dat slechts beschrijvend en verklarend is. |
||||||
|
Fig. 10.
Fig. 10 stelt ons den loop der vier middelmatige planeten voor in
hunne onderlinge ware afmetingen. De gedeelten der loopbanen, die onder den ecliptica en dus in den dalenden knoop zijn, zijn door volle |
||||||
|
83
|
||||||||
|
lijnen afgebeeld; <le gedeelten, die boven den ecliptica en das in den
klimmende]] knoop zijn, door afgebroken lijnen. De stand der vier middelmatige planeten is, zooals zij dien hadden den t Jan. 1.S71 en hebben zullen den 1 Jan. 1872. Nadat wij de groep dier hemellichamen, die ons het meeste belang
inboezemen, omdat onze Aarde er een deel van uitmaakt, in algemecne trekken hebben geschetst, zullen wij ieder afzonderlijk beschouwen, en met hulp van de waarnemingen der nieuwste sterrenkundigen, hunne eigene bewegingen beschrijven en hunne in- nigste samenstellingen naspeuren. Wij zullen daarin de orde volgen, waarin zij tot de Zon staan en
beginnen met Mercurius en Venus, die binnenplanetcn genoemd wor- den, omdat hunne loopbanen binnen de loopbaan der Aarde liggen. De anderen noemt men buitenplaneten, omdat hunne loopbanen buiten de onze zijn gelegen. Die verdeeling is echter met betrekking tot onze Aarde genomen; eene andere, meer in de natuur der pla- neten gelegen, is die, waarvan wij vroeger reeds melding maak- ten, n. 1. de vier middelmatige planeten, de ring der 112 \' kleine en de groep der 4 groote planeten. In die orde zijn zij ook van de Zon geplaatst. |
||||||||
|
2 Sedert do uitgave van het eerste stuk der sterrenwereld ontdekte Dr. K Luther
eene nieuwe planeet tot de planetoïden behoorende, den 12 Maart 1871, welke dus de 113 is en den naam Ainalthea heeft ontvangen. |
||||||||
|
f,
|
||||||||
|
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
s.->
|
|||||
|
1.
Mercuuius. g
§ 1. Mercurius met liet bloote oog gezien. — Zijne periodieke omwenteling en
schijnbare beweging ten oosten en westen van de Zon. — Apollo. Mercurius bjj de ouden. —■ Uitlegging dier schijnbare beweging: Conjunctie. — Stilstand en achteruitgang van Mercurius. — tëynodische omwenteling. — Siderische omwenteling. — Duur, vorm en afmetingen der loopbaan. — Afstand van de Zon. — Snelheid. — Afstand van de Aarde. Wanneer de hemel helder is en de dampkring aan den horizon
zuiver, ziet men soms na zonsondergang eene heldere ster in tien gloed van het avondrood fonkelen. Haar schijnbare afstand van den horizon, die eerst zeer gering was, vermeerdert eiken avond, doch zóó dat die nooit grooter wordt dan 30 graden. Die ster is de planeet Mercurius.
Wanneer men haar op de daarvoor gunstige avonden, ecnige dagen
na elkander gadeslaat, bemerkt men dat zij allengs meer tot de Zon nadert, zoodat zij ten laatste in den verhlindenden glans der Zon on- zichthaar wordt, en tegelijk met haar ondergaat. Benige dagen daarna ziet men vóór zonsopgang dezelfde ster zich uit den glans ontwikke- len, dagelijks vroeger opkomende en hooger boven den horizon stij- gende, echter niet hooger dan zij zich in bet westen hoven den horizon verhief. Langzamerhand schijnt zij op hare schreden terug te kceren en de Zon te naderen, totdat zij zich op nieuw in den zonne- glans verliest. Mercurius volhrengt dus eene volkoinenc slingering om de Zon,
wier duur, zooals wij aanstonds zulleu zien, voor ons een verschil oplevert tusschen honderd zes en honderd dertig dagen. De ouden, die het ware wereldstelsel niet kenden, werden door
die dubbele verschijning van Mercurius, dan eens vóór zonsopgang en dan eens na zonsondergang, bedrogen; en zij meenden dat er twee onderscheidene sterren bestonden, welke zij noemden Apollo, God van den dag en het licht, en M e r c n r i u s, God der dieven. Ook de Indianen en de Egyptenaren gaven hem twee namen: Set en Horus bij de eersten, en Boudha of llauhineya bij de an- deren. üe meer nauwkeurige opmerkers bemerkten echter, dat er 6*
|
|||||
|
*,;
|
|||||||
|
steeds maar ééne der beide sterren zichtbaar was, en dat de duur
van het zichtbaar zijn van de eene, ongeveer gelijk stond niet het niet zichtbaar zijn der andere, zoodat het besluit dat het dus eene en dezelfde ster moest wezen, voor de hand lag. üe schijnbare beweging van Mercurius aan den hemel, die in eene
dubbele slingering bestaat, dan ten oosten en dan weder ten westen der Zon, wordt zeer gemakkelijk verklaard, door zijne eigene bewe- ging om de Zon in verband met de verplaatsing der Aarde. Dezelfde schijnbewegingen zullen wij behoudens het verschil in groote, snelheid, en/.., ook bij de planeet Venus waarnemen, wier loopbaan evenals die van Mercurius tusschen de Zon en de Aarde valt. Wanneer Mercurius zich in M bevindt, tegenover de Zon met be-
trekking tot de Aarde A, zie Plaat XIV, wat men noemt bovenste conjunctie,\' dan is hij onzichtbaar, omdat hij of door de Zon ver- borgen, of in hare stralen gedompeld is: van dit punt uit beweegt hij zich op zijne loopbaan in de richting van het pijltje en trekt naar den oostkant der Zon. Wanneer hij nu buiten de straling der Zon is geraakt, wordt hij zichtbaar en schijnt zich al verder en verder van de Zon te verwijderen, terwijl ook de Aarde op hare baan voortgaat. Zijne schijnbare snelheid vermindert echter, totdat er een tijd komt, waarop het schijnt dat hij stil staat; men zegt dan, dat hij stati- o n a i r is. Wanneer hij nu zijn schijnbaar grootsten afstand ten oosten van
de Zon bereikt heeft, dat is in zijn grootste clongatie is, dan schijnt hij langzamerhand weer de Zon te naderen en beschrijft zijne loopbaan dichter bij de Aarde met eene klimmende snelheid. Wanneer nu de planeet het punt M\' op hare baan heeft bereikt,
verdwijnt zij ten tweede maal in de stralen der Zon en is dan met betrekking tot de Aarde, die tot in A\' is voortgegaan in hare on- derste conjunctie. Haar loop nu in dezelfde richting voortzettende, komt zij ten westen der Zon, volgt nu dezelfde slingering als ten oosten, terwijl zij ook een punt bereikt, waarop zij voor onze Aarde |
|||||||
|
\') De beide binnenplaneten Mercurius en Venus kunnen met de Zon in bovenste en
onderste conjunctie staan, dat is in éene gezichtsiyn met de Zon. De buitenplaneten kunnen ook in oppositie met de Zon staan, dat is, wanneer de Aarde zich tusschen de Zon en eene der planeten bevindt, wat met de binnenplaneten nooit het geval kan ziiii- De Maan alleen kan dus in onderste conjunctie met de Zon en ook in oppositie met haar staan. In liet eerste geval is het nieuwe, in het tweede volle Maan. |
|||||||
|
l)K STKRKE.NWKKELD.
|
|||||||
|
PF.AAT XIV
|
|||||||
|
Stitnir. vFWWTrat
|
|||||||
|
Verklaring der conjunctie en schijngestalten van Men
|
|||||||
|
87
|
|||||||
|
stationair is. Eindelijk bereikt zij het punt M" is dus niet de Aarde,
die zich in A" bevindt, weder in de bovenste conjunctie en opnieuw onzichtbaar. Was de Aarde onbeweeglijk gebleven in A, dan zou de bovenste conjunctie ook weder in M hebben plaats gehad, en tevens zou de schijnbare duur van den omloop van Mercurius juist gelijk staan niet den waren omloop der planeet om de Zon; maar omdat de Aarde ook op hare baan voortgaat, zoo heeft de bovenste conjune- tic plaats, wanneer de Aarde iu A" is gekomen. Om dus zijnen loop om de Zon voor onze Aarde te volbrengen, moet Mercurius opnieuw van M tot M" voortgaan: dit noemt men Synodischen omloop, die dus veel langer is dan de Siderische. \' Omdat de loopbaan van Mercurius, zie Plaat X, zulk eene groote
uitmiddelpuutigheid bezit, levert die synodische omwenteling een ver- schil op, dat afwisselt tusschen honderd en zes en honderd dertig dagen, want de plaats waar de planeet op hare baan zich bevindt, heelt daarop grooten invloed; evenzoo levert de grootste schijnbare elongatie een verschil op tusschen 1(> en 2!» graden, dat is, de schijnbare elongatie kan voor ons zijn 16u maar ook 2!)°; zoo was bijv. den 23 April van dit jaar Mercurius voor ons in zijn grootsten afstand van de Zon ten oosten, en wel 20° 10\'. Den 21 Augustus dus 120 dagen daarna is hij weder ten oosten in zijne grootste elon- gatie die dan 27° IS\' is. Den 15 December komt hij op nieuw in dien stand ten oosten, dus dan na 116 dagen, en dan bedraagt zijn schijnbare afstand van de Zon 20° 18\'. Mercurius volbrengt zijn waren of siderischen loop om de Zon in
bijna 88 dagen, (of juister in 87 dagen, 23 uren, 15 min., 4(5 sec). Zijn jaar is dus iets korter dan een vierdedeel van ons jaar. Zijn loopbaan is betrekkelijk de langwerpigste der planctenbanen, zoodat |
|||||||
|
1 Men onderscheidt by de planeten drie soorten van omloopstyden: den sideri-
schen, tropischen en synodischen omloop. Siderischen omloop van eene planeet noemt men den waren omloop, wanneer men de baan onveranderlijk vooron- derstelt, wat echter niet juist is, omdat er tijdc-ns dien omloop zekere storingen plaats hebben. De duur van dien omloop is, wanneer de planeet, uit de Zon gezien, weder hetzelfde punt aan den hemel heeft bereikt, en bedraagt dus juist 3fi0 graden- men noemt d\'en ook helioeen trischen omloop. De tropische is de omloop met be- trekking tot de naehtseveningspunten. En de synodische wanneer de planeet voor onze Aarde hetzelfde punt aan den hemel heeft bereikt. Dezen omloop noemt men ook wel geocentrisch. |
|||||||
|
88
de afstand van de planeet tot de Zon een groot verschil oplevert.
Wanneer wij den middelbaren afstand der Aarde tot de Zon voor eenheid nemen, dan verkrijgen wij de volgende uitkomsten: In zijn aphelium..........0,46009.
Middelbaren afstand.......0,38700.
In zijn perihelium.........0,30750.
Er bestaat dus een groot verschil, daar de grootste afstand den
kleinste bijna voor de helft overtreft. \' Wanneer wij de bovengenoemde afstanden in mijlen of kilometers
uitdrukken , dan verkrijgen wij dat Mercuriusin zijn aphelium 71,477,550 kilometers van de Zon verwijderd is, hij nadert in zijn perihelium tot op 47,10H,520 kilometers en zijn middelbare afstand tot het brandpunt zijner beweging is 50,220,110 kilometers. Tusschen den versten en dichtste n afstand bestaat dus een verschil van meer dan 24 millioen kilometers. De loopbaan van de Planeet is 370,000,000 kilom. lang, en daar zij
die baan aflegt in bijna 88 dagen, is hare middelbare snelheid 4,230,000 kilom. daags of bijna 50 kilom. in de seconde. Zij bezit de suelste beweging van alle planeten, bijna eens zoo snel
als de beweging van onze Aarde. Wij hebben reeds gezien, dat hoe verder eene planeet van de Zon verwijderd is, des te trager haar loop is, het snelst in het perihelium en het traagst in liet aphelium. Het verschil dier snelheid voor Mercurius bedraagt in ééne seconde (50 kilom. in zijn perihelium en 40 kilom. in zijn aphelium. Wanneer wij Fig. 10 bezien, waar de loopbanen van Mercurius
en van de Aarde in hunne ware verhoudingen zijn afgebeeld, ziet men aanstonds dat de onderlinge afstand van de Aarde en Mercurius zeer verschillen kan. Die afstand is het kleinst, wanneer de planeet zich in hare onderste conjunctie bevindt; dan is zij in haar peri- geuni, en het grootst in hare bovenste conjunctie; dan is zij in haar apogeum.: Wegens den elliptischen vorm van zijne loopbaan en van die der Aarde en wegens de helling van beide die planetenbanen, die ongeveer 7 graden bedraagt, is de afstand in die standen soms |
||||||
|
1 T)e excentriciteit van de loophaan is ccljjk aan 0,20560.
: Perigeum is van peri gij b(j du aarde, en apogeum apo gij, van de aarde.
|
||||||
|
89
|
|||||
|
zeer verschillend. De kleinste afstand, waarop die beide planeten zich
kunnen naderen, is 81 iuillioen kilonieters en de grootste bedraagt 229 millioen, dus bijna driemaal zoo ver als de kleinste afstand.1 § 2. Mercurius met den telescoop bezien. — Schijngestalten. — Overgang over
de Zon. — Schijnbare middelljjn. — Ware afmetingen vergeleken met de Aarde: Oppervlakte, inhoud, afplatting. Zeldzaam ziet men in onze streken Mercurius met het bloote oog.
De dagelijksche wenteling van den sterrenhemel is te schuin en zelfs in zijne grootste elongatie staat hij te laag boven den horizon om niet door de avond- en morgendampen verborgen te worden. ; Wanneer men een sterk vergrootenden kijker gebruikt, bevindt
men dat de vorm der planeet zeer verschilt naar gelang van haren stand, gelijk mede het geval is met hare grootte. Eerst wat den vorm betreft:
Mercurius toont ons in iedere van hare slingeringen dezelfde schijn-
gestalten als de Maan. Eerst ziet men eenc lichtende schijf, bijna cir- kelvormig even als de Maan een paar dagen vóór hare volheid, lang- zamerhand neemt aan den oostkant de schijf af, totdat zij op het tijdstip van haren schijnbaar grootsten afstand van de Zon, een halve lichtende cirkel is: daarna wordt de lichtende kant steeds kleiner, totdat er sJechts eene enkele dunne sikkel overblijft. 3 1 In 1871 is Mercurius het dichtst by de Aarde op den 17 Januari, den 15 Mei en den
17 September, en dus in zjjne onderste conjunctie met de Zon. Züii grootste afstand en dus zjjne bovenste conjunctie heeft plaats den 27 Maart, 10 Juli en 1 November. In 1872 valt die onderste conjunctie voor den 1 Januari, den 24 April, den 30 Augus- tus en 15 December; terwijl de bovenste conjunctie plaats heeft den 10 Maart, 24 Juni en 12 October. In 1873 gebeurt die onderste conjunctie den 5 April, den 12 Augustus en den 30 November, terwijl den 21 Februari, den 8 Juni en den 24 Sep- tember de bovenste conjunctie plaats vindt. ; In de zuidelijke streken wordt hjj meermalen gezien; daarom hadden de Grieken
en Chaldeën vele waarnemingen op Mercurius gedaan. C\'opernicus beklaagde zich dat hjj gedurende zjjn leven de planeet nimmer had gezien. Delambre zegt haar slechts éénmaal met het bloote oog gezien te hebben. In 1871 is Mercurius zichtbaar als morgenster op het einde van Januari en in het begin van Februari, en staat in het sterrenbeeld de Schutter nog zichtbaar op het einde van September en het begin van October. Als avondster is hjj zichtbaar in de laatste heltt van April en op het einde van Juli, wanneer hij dicht by Kegulus staat, en ook in Augustus. :\' .Wanneer Mercurius zich in het naar de Aarde gerichte gedeelte zijner loopbaan
|
|||||
|
90
|
|||||
|
De schijngestalten van Mercurius leveren het bewijs, dat de planeet
bolvormig en uit haar aard niet lichtgevend is; want zij kaatst het Zonnelicht op ons terug en wordt daardoor zichtbaar. Het verlichte halfrond is immer naar bet middelpunt liarer beweging, naar de zon gericht, en daardoor is liet duidelijk dat, als wij haar van de Aarde beschouwen, zij in haren omloop ons meerdere of mindere gedeelten van haar verlicht halfrond moet toekeeren, wat de oorzaak is van bare schijngestalten. Het verschil van hare schijnbare middellijn komt voort uit het verschil van afstand tot de Aarde. Plaat XIV zal gemak- kelijk die verschillende waarheden doen begrijpen. Plaat XV, Fig. 1 toont de juiste schijnbare afmetingen der Mercu-
rius-schijf, wanneer zij zich het verst en het dichtst bij de Aarde be- vindt, en tevens hare afmeting op middelbaren afstand, die gelijk staat met den middelbaren afstand der Zon. Om de ware afmetingen van Mercurius te vinden, moet, omdat de
afstand bekend is, zijne schijnbare middellijn gemeten worden. Die meting levert echter vele mocielijkbeden op, uit gebrek aan zuiver- heid der schijngestalten en om de helderheid van het licht\' en de uitstraling 2 die er het gevolg van is; daarom neemt men bij voor- keur de gelegenheid waar, wanneer Mercurius over de Zonneschijf gaat. bevindt, zjjn de schijngestalten het duidelijkst. Nooit ziet men hem geheel vol,
omdat hy in dien stand zich achter de Zon of in hare stralen bevindt; alleen wanneer hy in zijne onderste conjunctie over de Zon gaat, vertoont hu zich als eene ronde schijt\'. 1 In 1832 vertoonden Saturnus en Mercurius zich voor ons zeer dicht bjj elkander.
Volgens Beer en Madler, die hen waarnamen, had Saturnus met Mercurius vergele- ken een bleek en mat licht. Mercurius bleef na Zonsopgang duidelijk zichtbaar, terwijl Saturnus al onzichtbaar was. Mercurius was toen voor de helft verlicht. Datzelfde verschijnsel, de nabijheid van Mercurius en Saturnus, zal plaats hebben in 1871, den 12 Dec., des morgens ten 4 ure 2 min. met een afstand van 2° 36\' en den 29 Jan. ten 11 ure 14 min. met een afstand van slechts 6\'. In 1873, den 30 Jan. ten 6 ure 18 min. met een afstand van 1» 21\'. Den 13 Jan. 1871 is Mercurius des middags om 4 ure 24 min. dicht bjj Venus,
3° 28\'; den 18 Mei ten 10 ure 40 min. is hy 1» 38\' van de Maan verwyderd. Den 4 Juni 1872 wordt Mercurius door de Maan bedekt des morgens ten 7 ure 38 min. 39 sec. Datzelfde verschynsel zal nog eens plaats hebben den 2 Dec. van hetzelfde jaar des morgens ten 8 ure. s Wanneer men een schitterend voorwerp op een donkeren grond, op zekeren af-
stand beschouwt, dan schynt het licht de scheidingslijn te overschrijden. Aan dit optisch verschijnsel geeft men den naam irradiatie uitstralingsvermogen:
naarmate het licht scherper is, is de irradiatie grootcr. |
|||||
|
DE STERRENWERELD.
|
||||||||||||
|
PLAAT XV
|
||||||||||||
|
Fi<5 1 .Sclnjiib.iï\'1\' nfWtüió vmï Mftrcnriuj
op verschillenden afstand |
Fió \'1. Afmetingen van de
Aarde en Mercurius. |
|||||||||||
|
Fio 3 Loopbaan van Mercurius _ hollmi der a.< equatoriale baud.
stand »|> liet tijdstip der eijuinoxen en solstitien. |
||||||||||||
|
iteenaT\' - : A M.ïrat
|
||||||||||||
|
91
|
|||||
|
Dit zoo belangrijk verschijnsel moest in iederen synodischen omloop
der planeet plaats hebben, wanneer het ondoopsvlak van Mercurius gelijk was met het omloopsvlak der Aarde; maar omdat de beide vlak- ken een hoek van 7 graden uitmaken (zie pi. XIII, fig. 2) gaat Mcr- curius voor onze Aarde, dan eens bonen, dan eens onder de zonneschijf rond. Soms echter gebeurt het, dat de planeet dicht bij een van hare knoopen is, (door knoopen verstaat men, zooals wij vroeger zagen, de punten waar de loopbaan der planeet den ecliptica of de loophaan der Aarde snijdt,) en dan ziet men de ronde zwarte schijf van Mercu- rius in weinige uren over de Zon gaan, die dan gedeeltelijk verduis- terd is.\' De zuiverheid van haren cirkelvorm, hare regelmatige beweging en
de duur van haren overgang, zijn zoo vele omstandigheden om de Zon- nevlekken met den overgang der planeet niet te verwarren: overigens is de schijf veel zwarter dan de kern eener Zonnevlek, die, daarbij vergeleken, veel helderder, en eerder bruin dan zwart schijnt. Dat- zelfde getuigen I5cer en Miidler, bij den overgang in 1832 waargenomen. Het oogenblik van dien overgang namen de sterrenkundigen waar
om de schijnbare middellijn te meten. Bessel bediende zich van een nauwkeurig werktuig, en verkreeg voor de schijnbare middellijn van Mercurius 5 op middelbaren afstand van de Aarde o\'",7. In haren groot- sten afstand bedraagt deze 4",o en in haren kleinsten afstand 12",9. Wanneer wij de middellijn der Aarde uit denzelfdeu afstand konden beschouwen, zou die bedragen 17",8; daaruit kan men reeds de onder- linge verhouding kennen, zooals Plaat XV, Fig. 2 aangeeft. \' Gasscndi nam den 7 November 1031 het eerst zulk een overgang waar, rn wel
op de berekening van Kepler, die het jaar vóór zijn dood zulk een overgang voor- speld had. Halley en Delambre vervolgden de berekeningen van Kepler, en Halley bepaalde de tijdperken van die overgangen van 6 tot 7 jaar, van 1:5, van 46 en van 263 jaar. Die overgangen vallen immer in Mei of November, omdat de planeet dan den eeliptiea doorsnijdt. In deze eeuw hebben er reeds 9 overgangen plaats gehad. Twee in Mei van 1832 en 1845 en zeven in November van 1802, 1815, 1822, 1835, 1848, 1861 en 1868. Vier z|jn er nog in deze eeuw te wachten, zooals plaat XVI toont; twee in Mei 1878 en 1891 en twee in November 1881 en 1894. De duur dier overgangen is verschillend: hy kan acht uren duren. 1 De overgang van 5 Nov. 1868 gaf zeer verschillende uitkomsten, wat men toe-
schryft aan de ongunstige omstandigheden, waaronder de waarneming plaats had, na- meiyk kort na Zonsopgang, den invloed der uitstraling en het verschil der gebruikt wordende werktuigen. Voorloopig blijft men het door Bessel aangegeven getal behou- den, als het meeste geloof verdienende. |
|||||
|
92
|
|||||
|
De ware middellijn van Mercnrins is in vergelijking met de middel-
lijn onzer Aarde 0,390; dus bijna een derde, dat is 4962 kilometers, waaruit volgt, dat bij een omvang heeft van 15588 kilometers: zijne oppervlakte is bijna zevenmaal kleiner dan die van onze Aarde (0,16) en zijn inhoud 18 maal kleiner (0,06). Hoewel men geen verschil in zijne verschillende middellijnen heeft kunnen waarnemen, zoo bewc- ren toch ecnige waarnemers, zooals Otto Struve den 5 Nov. 1868, dat zijn vorm niet juist rond, maar evenals de Aarde en vele andere planeten eenigszins afgeplat is: juiste gegevens echter bezit men er niet over. § 3. Physische aard van Mercurius. -- Warmte en licht. — De Zon uit Mereu-
rius gezien. — Omwenteling van Mercurius. — Zjjne dagen en nachten: jaar- getyden, jaar en klimaat. — Heeft Mercurius ecu dampkring? — Banden langs den evenaar. — Tandvorm der schijf. — Bergen. — Lichtend punt op de schyi\'. — Massa en dichtheid — Zwaartekracht op zjjne oppervlakte. Wij kennen thans de beweging van Mercurius om de Zon, den
duur dier omwenteling, zijn afstand van de Zon en de Aarde en eindelijk zijne afmetingen. Thans blijft ons nog over na te gaan, wat men van zijn physischen aard weet. Wat de wetenschap op dit punt over de verschillende planeten aan het licht heeft gebracht, blijft voor ons van het hoogste belang om de overeenkomst en het verschil, dat wij daardoor opmerken met de Aarde welke wij bewonen. De wijze waarop licht en warmte op de verschillende planeten verdeeld wordt, de opvolging hunner dagen, nachten en jaargetijden, het be- staan of niet bestaan van een dampkring, zooals de onze is, ein- delijk alles wat de machtigste telescopen ons op hunne lichamen doen zien, zijn zoo vele aanwijzingen om gissingen te maken over de natuur der bcwerktuigdc wezens, wanneer die op die hemelbollen zouden leven. Mercurius ontvangt op zijn middelbaren afstand van de Zon, bijna
zevenmaal meer lichtkracht (6,67) dan onze Aarde, en daarom is het niet te verwonderen dat zijn licht zoo helder is, zoodat de ouden aan Mercurius den bijnaam van schitterenden gaven. Omdat de wetten der warmte-uitstraling dezelfde zijn als die van het licht, ontvangt Mercurius bijna zevenmaal meer warmte van de Zon als onze Aarde; of, om het juister uit te drukken: het Zonnelicht straalt zevenmaal |
|||||
|
DE STERRENWERELD
|
||||||||||||||||||||||
|
PLAAT XVI.
|
||||||||||||||||||||||
|
,2 *£.&-*.........
*"""::*""--*:*\':.«ttf
|
||||||||||||||||||||||
|
\'-■» »»
|
||||||||||||||||||||||
|
/\'\'
|
||||||||||||||||||||||
|
.Vo\' \'.........
|
||||||||||||||||||||||
|
9 -
|
||||||||||||||||||||||
|
«3^,^......;v-:-::;.....
|
||||||||||||||||||||||
|
-••■--f.*«\' **•*.*
|
||||||||||||||||||||||
|
f\' -\'«v^ , v;„. 1868 .....:--—•-........
........... °:...».......\' , jc92
|
||||||||||||||||||||||
|
Overgangen van Mercurius in de/.e eeuw
|
||||||||||||||||||||||
|
Steendr. v PWM.Trap
|
||||||||||||||||||||||
|
93
sterker warmte op de planeet uit, dan het uitstraalt op de grenzen
van onzen dampkring. Wat de gansche warmte-uitstraling betreft, door de beide planeten in een zelfde tijdsverloop ontvangen, deze hangt af van de oppervlakte der planeten, die aan het Zonnelicht bloot staan, en dan leert eene eenvoudige berekening ons dat Mercurius slechts ,ViT deelen der warmte ontvangt, welke op onze Aarde af- straalt, omdat hij zooveel kleiner is dan onze Aarde. Wanneer wij oordeelen volgens de lichtstralen der Zon, die ons oog,
dat hun verblindenden glans niet kan verdragen, treffen, en volgens de warmte, waardoor ons gansche lichaam wordt aangedaan, dan zouden wij ons op Mercurius onder beide opzichten in een onhoudba- ren toestand bevinden. Want geen plant noch dier van onze Aarde zou in zulk een smeltenden Zonnegloed als op Mercurius heerscht kun- nen leven. Dank aan zijne langwerpige loopbaan, nadert en verwijdert hij zich
aanmerkelijk van de Zon, zoodat zijn verschillende stand met de Zon een verschil oplevert van ongeveer zes millioen mijlen. In zijn aphe- lium is de kracht der warmte- en lichtgevende stralen vier en een half maal sterker dan die, welke de Aarde ontvangt, maar in zijn perihelium wordt die kracht nog tienmaal sterker. Wat bij dat verschil van temperatuur op Mercurius nog valt op te
merken, is, dat het plaats heeft in een tijdsverloop van nog geen vierde deel van ons jaar, namelijk binnen 88 van onze dagen. Wij zullen aanstonds zien, dat ook de jaargetijden op Mercurius zonder- lmge onregelmatigheden vertoonen. Eene zaak kan dat alles echter merkelijk wijzigen, zoodat de voor-
waarden, waarop het planten- en dierlijk leven op Mercurius kan bestaan, daardoor gevonden of geheel er aan ontnomen worden. Die zaak, welke wij nu gaan bespreken, is het bestaan of niet bestaan van een gas- of dampachtig omhulsel, met andere woorden is het ant- woord op de vraag: Heeft Mercurius een dampkring?
Hij vele overgangeu over de Zon scheen het alsof de zwarte scherp-
begrensde schijf der planeet omringd was door een nevelachtigen ring. Eenige waarnemers meenden dat die nevelring schitterender was dan de hem omgevende Zonneschijf; anderen integendeel meenden die minder lichtend te wezen. In 1799 zagen Schröter en Harding dat verschijnsel en in 1832 zegt Moll dat die nevelring eene duistere |
||||
|
94
|
|||||
|
violetkleurige tint. had. Hnggins bevond integendeel bij den overgang
van 5 November 186S, dat die ring een glans bezat sterker dan de Zonneschijf: \'t was alsof de planeet door eene soort van liehtkrans wiis omgeven, iets sterker dan de glans der Zon. De breedte van dien ring bedroeg ongeveer het derde deel van de schijnbare middellijn, en eene trapsgewijze vermindering in dien nevelring van de planeet tot aan het uiteinde werd niet waargenomen. Maar wanneer Mercu- rius met een doorschijnende!) en straalbrckenden dampkring is om- ringd, dan moet deze noodzakelijk de Zonnestralen verdeden en daardoor verzwakken en niet vermeerderen: \'t is dus waarschijnlijk dat de meerdere glans van dien lichtring in gezichtsbedrog zijn oor- zaak heeft. Eene andere soort van waarneming echter schijnt het bestaan van
een dampkring heter te bewijzen. De nauwkeurige teekeningen welke Schröter van de sikkelgestal-
ten der planeet heeft verkregen, bewijzen dat de lijn, die licht en duisternis van elkander scheidt, nooit zuiver begrensd is, wat men aan niets anders kan toeschrijven dan aan het opnemen der Zonne- stralen door de lagen van den dampkring. Evenzeer heeft men waargenomen dat er soms donkere banden
doorgaans zonder vlekken op de schijf der planeet ontstaan: daaruit heeft men volgens Beer en Madler het besluit getrokken, dat Mercu- rius een dampkring en wel een goed merkbaren bezit. Wanneer het dan zoo is, begrijpen wij de wijziging, welke een
cenigszins dikke dampkring op de planeet te weeg brengt, zoowel in het licht als in de warmte: wij behoeven dan slechts onze heldere dagen, waarop de Zon hare stralen op onze Aarde schiet, te vergelij- ken niet de dagen, waarop eene dikke betrokken lucht de Zon voor ons oog bedekt. De dichtheid van zulk een danipoinhulsel, de meerdere of mindere waterdampen, welke dit bevat, en de meer of mindere ver- dikking dier dampen kunnen de uitstraling der Zonnewarmte geheel en al wijzigen. Denken wij maar aan het verschil van temperatuur in de valleien of op de bergen,\' daar gaat men over van den zomer in \' De lucht op het gebergte kan buitengewoon koud zijn, hoewel de Zon er toch
hare gloeiende stralen door heen schiet. De Zonnestralen, die niet in staat schijnen de lucht te verwarmen , zün echter stekend en pijnlijk op ons lichaam. Toen ik iiijj den 24 Juni 1861 op den grooten gletscher van den Mont Blauc be-
vond, straalde de Zon met eene ondragelijke kracht en verschroeide gelaat en handen; |
|||||
|
95
|
||||||
|
den winter, van de gloeiende Julihitte tot den kouden November-
tijd. En toch straalt de Zon zoowel op het gebergte als in de val- leiën. De chemische bestanddeelcn van Mercurius\' dampkring eindelijk,
die misschien zeer verschillen van stik- en zuurstof, kunnen ook zeer veel invloed hebben op het klimaat der planeet. Omdat hij echter al- tijd in de stralen der Zon gehuld is, heeft men hem niet den spectros- coop slechts kunnen waarnemen laag aan den horizon, in een zeer ongunstigen stand, en daarom heeft de spectraal-analyse ons niets ge- leerd over zijn dampkring. Wij moeten ons dus bepalen de astrononii- sche verschijnselen na te gaan, wier invloed ontegenzeggelijk is. In de eerste plaats de lengte van den dag: Mercurius wentelt om
zijne as in 24 uren, b min. en 28 sec. Die beweging, die in de rich- ting van het westen naar het oosten geschiedt, heeft men op de vol- gende wijze nagegaan en gemeten. Toen Schröter de sikkelvormige gestalten der planeet nauwkeurig
gadesloeg, bemerkte hij het bestaan van den tand vorm, zooals wij die bij de Maan waarnemen; herhaaldelijk bespeurde hij cene afknotting aan den noordelijken hoorn van de sikkel. Die verschijnselen grepen echter niet altijd plaats, maar zij verdwenen om op bepaalde tijden zich weder te vertoonen, en daaruit nu heeft men de omwenteling van Mercurius kunnen berekenen. Wat de richting der as betreft, om welke hij zijne wenteling vol-
brengt, daarover is men niet geheel zeker. De onmiddellijke nabijheid der Zou en het heldere licht der planeet zelve maken het moeielijk iets waar te nemen van hetgeen op hare oppervlakte gebeurt. Schröter heeft echter het bestaan waargenomen van donkere banden langs den evenaar, die waarschijnlijk veroorzaakt worden door wolken, welke door stroomen, zooals bij ons de passaatwinden, langs den evenaar verzameld worden. Daaruit maakt men het besluit, dat de helling der as op het omwentelingsvlak niet meer dan 20° bedraagt, of wat bet- zelfde is, dat de omwentelingsas niet het vlak van de loopbaan een hoek maakt van nog geen 20 graden. |
||||||
|
maar in de schaduw hoving nüj de ijzige berglucht. Tyndal legt dat verschijnsel uit,
niet als voortkomende uit de fijnheid der lucht, maar schrijft het toe aan het /.wakke absorheerend vermogen van den dampkring, die de warmtestralen laat doorgaan, maar de duistere stralen der Aarde tegenhoudt. |
||||||
|
96
|
|||||||
|
Wanneer die bepaling door latere waarnemingen nadere bevestiging
ontvangt, dan komt men tot de volgende bijzonderheden. Wanneer een sterrendag op Mercurins 24 ureu, 5 min. en 28 sec. duurt, (een ver- schil met onze Aarde van slechts 0 min. 28 sec.) dan volgt daaruit, dat de planeet in een jaar 87 en "l3 omwentelingen maakt; maar zoo- als wij in het hoofdstuk over de Aarde handelende zien zullen, is het getal sterrendagen van eene planeet altijd één minder dan het getal Zonnedagen in één jaar \' en daarom bevat het jaar op Mercurius 862/3 of 8G.GG Zonnedagen. Eene eenvoudige berekening leert ons dan dat een Zonnedag op de planeet 24 uren en 21 min. duurt. Gedurende het gansche jaar is dus op den evenaar van Mercurius en tijdens de evennachten op alle andere breedten, 5 dag en nacht slechts 10 min. langer dan op onze Aarde op hetzelfde tijdstip. Maar op andere tijd- stippen van het korte Mercuriusjaar is het verschil in lengte der da- gen , het verschil van jaargetijden en klimaat veel grooter dan op onzen aardbol, om de groote helling van den evenaar op de loopbaan. In het zomersolstitiuin gaat de Zon des middags door het Zenith voor die streken, die slechts 20\' van den Noordpool zijn verwijderd en de lange poolnachten strekken zich uit tot eene breedte van 20" van den Zuidpool. In het tweede solstitium vindt juist het tegenovergestelde plaats. Op Mercurius genieten dus zeer uitgebreide streken van de polen of het gestadige Zonnelicht, óf zijn gedurende hunnen winter in de dikste duisternissen gehuld. Eeue gematigde luchtstreek bestaat er op Mercurius niet, want de
koude en heete luchtstreek loopen in elkander, of liever, nemen bij iederen ondoop elkanders plaatsen in. Alleen de streken van den evenaar hebben het voorrecht geheel het
jaar in het bezit te zijn van dag en nacht, en in iederen Zonnedag de hitte van den dag door de koelte van den nacht te zien opvolgen: \'t is echter |
|||||||
|
1 Een sterrendag is de omwenteling totdat dezelfde ster weer in den meridiaan
staat, en een zonnedag is de terugkeer der Zon tot den meridiaan. - Mercurius is in een van zijne evennachten, (equinoxen), wanneer het vlak van
zijn evenaar door de Zon gaat; dan z(jn beide polen verlicht en op alle breedten is dag en nacht even lang. lSy den Zonncstilstand, (solstitium), keert de planeet één harer polen naar de Zon, terwijl de andere in de schaduw is: dan zijn er lange dagen en korte nachten op het ééne halfrond en korte dagen en lange nachten op het andere: datzelfde zullen wü by elke planeet waarnemen en eene nauwkeurige uiteenzetting van dat verschijnsel in het hoofdstuk over de Aarde vinden. |
|||||||
|
97
|
|||||||
|
waar dat als de Zon bij de solstitien tot in het zenifh klimt, zij even-
zoo op andere tijdperken laag langs den horizon schuift. Vroeger merkten wij reeds op, dat de loopbaan van Mercurius zeer
langwerpig is, of met andere woorden, dat de nitmiddelpuntigheid dier loopbaan zeer groot is; daaruit volgt dat de jaargetijden een zeer on- gelijken duur hebben; want de lente en de zomer van het ééne half- rond zijn de herfst en de winter van het andere, en daarom moet er even zulk eene ongelijkheid in het klimaat op de beide halfronden plaats grijpen. \' Alleen een dikke dampkring of een die geëigend is in hooge mate
de hitte der Zon te absorbeeren is in staat die plotselinge overgangen van hitte en koude op Mercurius te matigen. De tandvorm der schijf door Schröter, vooral aan een der horens
van de sikkel waargenomen, duiden aan dat er verhevenheden op de oppervlakte van Mercurius bestaan, bergen, die het licht der Zon on- derscheppen, en valleien, daardoor in het duister gehuld. Mercurius heeft dus bergen. Het meten van het afgeknotte gedeelte des sikkels heeft zelfs de hoogte van een dier bergen doen schatten, die, wanneer de maat niet overdreven is, het V»» gedeelte van de middellijn zou beslaan, dat is 19,600 nieters. De hoogste berg, welken wij kennen, de Gaurisankar in het Iliina-
laija-gebergte, verheft zich slechts 900 meters, en die reus der aard- sche bergen beslaat slechts het Vuoo gedeelte van de middellijn dei- Aarde. Toen Schröter den 7 Mei 1799 den overgang van Mercurius op de
zon waarnam, meende hij op de zwarte schijf der planeet een lich- tend punt te merken. Den ó Nov. 1868 zag Huggins bij den overgang ook een lichtend punt, niet verre van het middelpunt der schijf. Daar- uit wil men besluiten, dat er zich op Mercurius nog werkende vulka- nen bevinden, en eene meerdere overeenkomst zoeken tusschen deze planeet en onze Aarde. Andere sterrenkundigen willen er slechts een optisch bedrog in zien,
een gevolg van straalbreking; maar dan is het zeer moeielijk om de |
|||||||
|
1 Om dit verschil te bestudeeren moet men in liet oog houden en den stand der equi-
noxen en solstitien op de loopbaan en het verschil van afstand tot de Zon. Later onze Aarde beschouwende, zullen wjj zien welk een grooten invloed die elementen uitoefenen. |
|||||||
|
98
|
|||||
|
exentrische plaatsing van dat lichtpunt uit te leggen, zoowel bij de
waarneming van Schröter als bij die van Huggins. Nog een enkel woord over de massa en de dichtheid van Mercu-
rius, twee elementen, waarover men, eene eeuw geleden, niets dan bloote gissingen kon maken. Omdat de planeet geene wachters heeft, kan men hare massa alleen
berekenen uit de storingen, welke zij veroorzaakt aan de kometen, die in hare nabijheid komen, of aan de dichtst nabij zijnde planeet Yenus. Volgens Littrow is de massa van Mercurius ongeveer tuthh ge-
deelte der Zon, ongeveer 14 maal kleiner dan die van onze Aarde. Wanneer men de middelbare dichtheid der Aarde voor eenheid neemt, dan krijgt men voor de dichtheid van Mercurius 1,403, eene dicht- heid bijna achtmaal (7,97) die van water. Antinionium onder de me- talen en een groot aantal samengestelde mineralen bezitten dergelijke dichtheid. Maar daaruit volgt niet dat de gansche bodem van Mercu- rius zulk eene dichtheid bezit. De analogie doet ons gelooven, dat de middelste deelen van dien bol dichter zijn dan de buitenste lagen, zooals op onze Aarde ook plaats vindt. Nog een physisch element is er, dat, in de vooronderstelling dat er op
Mercurius levende wezens zich bevinden, van onbetvvistbaren invloed is en wel de zwaartekracht op zijne oppervlakte. Naarmate die kracht grootcr of kleiner is, zijn de spierbewegingen bijvoorbeeld meer ot minder gemakkelijk, en vercischen eene grootere of kleinere krachts- oefening. Welnu, die zwaartekracht is op Mercurius iets meer dan de helft der zwaartekracht op onze Aarde (0,f>5): een zwaar lichaam ver- krijgt dus in de eerste seconde eene snelheid van val gelijk aan 5,32 meters en doorloopt de helft, dat is 2,0G meters. Ziedaar de physische gegevens welke de sterrenkunde over de dichtst
bij de zon geplaatste planeet heeft bijeengegaard. Die elementen met die onzer Aarde vergelijkende, verkrijgt men een juist begrip van de overeenkomst en het verschil dier beide hemellichamen, die in verge- lijking met de andere bollen van ons planetenstelsel, in weinig ver- wijderdc streken met elkander om de Zon loopen. |
|||||
|
99
|
|||||||
|
II.
Venus. ?.
§ 1. Venus avond- en morgenster. — Oostelijke en westelijke afwijking. —Vernis
met het bloote oog gezien: glans, tinteling, kleur. — Synodische en siderisehe omloop. — Duur van het jaar. — Afstand van de Zon, van de Aarde. — Snel- heid van beweging. Evenals Mereurius is Venus dan eens avond- dan eens morgenster,
zichtbaar of na zonsondergang of vóór haar opgang. Hare periodieke bewegingen aan beide zijden van den stralenden lichtkogel, hebben echter eene grootere uitgebreidheid en een veel langeren duur: maar het onderling verschil in die bewegingen vindt tusscben engere gren- zen plaats. De oorzaak van dat geringe verschil in hare bewegingen is gemakkelijk te begrijpen, wanneer men bedenkt, dat de loopbaan van Venus, tusscben de Aarde en de Zon liggende, veel grooter is dan die van Mereurius, en dat de uitiuiddelpuntigheid van die baan zoo gering is, dat deze niet veel verschilt met een cirkel. Venus is meermalen en veel gemakkelijker met het ongewapend
oog zichtbaar dan Mereurius, omdat zij, verder van de Zon verwij- derd, daardoor niet zoo zeer in de avond- en niorgenscheinering is ge- huld. \' Hare grootste afwijkingen ten oosten en ten westen van de Zon bereiken dan ook 48°. Soms is de planeet in hare conjunctie met de Zon zichtbaar, wat bij Mereurius nooit het geval is; dit kan alleen dan gebeuren, wanneer hare breedte, dat wil zeggen hare afwijking boven, of onder de Zon, met Intrekking tot het vlak van de loopbaan der Aarde zeer groot is. De ouden gaven aan Venus twee namen, al naardat zij zich des
morgens of des avonds vertoonde; want in den beginne zag men haar, even als Mereurius, voor twee verschillende sterren aan. Des morgens noemde men haar Lucifer (lichtdraagster) en des avonds Vesper of Hesperus (avondster.) |
|||||||
|
\' In 1871 is Venus als morgenster zichtbaar op het einde van de maand October
en heeft den 5 November haren grootsten glans als morgenster; gedurende de maand Dec. staat zij des morgens in de Maagd en is drie uren lang zichtbaar. In Febr. wordt z(j avondster en blijft tot in de maand Sept. aan den westerliemel
schitteren; den 19 Aug. bereikt zjj hare grootste schittering en is in Juli drie uren lang zichtbaar 7
|
|||||||
|
100
|
|||||||
|
Wie toch kent de avondster niet? Wie beschouwde niet haar wit
en helder licht, dat hoewel niet tintelend, als dat van de vaste ster- ren, toch somtijds kracht genoeg heeft om de voorwerpen op Aarde schaduw te doen verkrijgen? * Wanneer het toeval wil, dat eene lichte wolk de plaats bedekt, waar zij aan den hemel staat, dan teekent haar glans zich af door een lichtring in de dampen der wolk gevormd. De glans van Venus is dan ook zóó schitterend, dat men haar vaak nog in het volle daglicht ziet: zij is de meest witte en meest schit- terende onder alle sterren des hemels. üe schijnbare beweging van Venus aan het hemelgewelf is dezelfde
als die van Mercurius en heeft dezelfde oorzaak: daarom treden wij daarover in geene meerdere bijzonderheden. Het verloop tusschen twee conjunctiën, hetzij bovenste of onderste,
is middelbaar 584 dagen,5 dat is de Synodlsche omloop, die een ver- schil oplevert van 592 tot 577 dagen. De Siderische omloop van Venus bedraagt ongeveer 225 dagen
(224 dagen 10 uren 40 min. 7 sec); in dien tijd volbrengt zij baren loop om de Zon; iets minder dus dan in twee derde deelen van ons jaar. Van alle planetenbanen is de baan van Venus het meest met een
cirkel overeenkomende, zoodat de Zon weinig uit het middenpunt is ver- wijderd. De middelbare afstand onzer Aarde van de Zon tot eenheid genomen, verkrijgt men de volgende afstanden van Venus tot de Zon: Afstand in haar Aphelium. 0,72828
Middelbare afstand.......0,723:33
Afstand in haar Perihelium 0,71838
Het verschil der uiterste afstanden bedraagt dus op zijn meest het
|
|||||||
|
\' In gunstige omstandigheden, zegt J. Hersehel, veroorzaakt Venns eene sterke
schaduw. Men moet die schaduw opvangen op een witten grond: een geopend ven- ster in eene kamer met witte muren is een zeer geëigend middel. Niet alleen, zegt hij, heb ik dan de schaduw waargenomen, maar zelfs de straalbreking waardoor de omtrek uitvloeit. (Outlines of Astronomy.) * Van dien geheelen duur van 584 dagen worden er door de planeet 542 gebruikt om
hare schijnbare baan te doorloopen in dezelfde richting als de Zon; in de 42 overige dagen doorloopt z() dat gedeelte harer loopbaan, dat het dichtst tnj de Aarde is, en daardoor schijnt z(j eene achterwaartsche beweging te hebben, wat alleen een gevolg is van de ligging der beide banen, en wat men gemakkelijk begrjjpt, wanneer men een voorwerp zich cirkelvormig om een middelpunt ziet bewegen, terwijl men z\'(\'n buiten die loopbaan bevindt. |
|||||||
|
101
|
|||||
|
72,. gedeelte van den middelbaren afstand. Het dubbele er van duidt
de nitmiddelpantigheid aan (O.OOG84) en dient om den clliptischen vorm der baan te nieten. Wanneer men die getallen uitdrukt in kilometers, dan verkrijgt men:
Aphelium 111,549,420 kilometers.
Middelbare 110,070,720 „ Perihelium 110,008,020 „ Met die gegevens is bet gemakkelijk de lengte der Venusbaan te
berekenen, waarvoor men krijgt 095,040,000 kilometers of 94,000,000 gcogr. mijlen, en daaruit volgt, dat de middelbare snelheid der pla- neet, waarmede zij die baan doorloopt, is 418,170 mijlen of 3,097,429 kilometers daags, dat is ongeveer 35 kilometers iedere seconde. Mcr- eurius doorliep, zooals wij zagen, 50 kilometers iedere seconde en onze Aarde, zooals wij later zien zullen, ongeveer 3< > kilometers. Vroeger zagen wij reeds dat de snelbeid eener planeet afneemt, naarmate zij verder van de Zon verwijderd is. Diezelfde wet gaat ook door, niet alleen op de onderlinge banen der planeten, maar ook op de baan van iedere planeet afzonderlijk. Omdat de loopbaan van Venus bijna cirkelvormig is, zoo is het verschil van hare snelheid ook zeer gering. Een ander element voor de loopbaan van Venus is, dat het vlak
dier loopbaan niet zamenvalt met dat der Aarde, maar daarmede een hoek maakt van 3° 23\' 34,8". Zie PI. XIII, Fig. 2. De afstand van Venus en onze Aarde verandert, naarmate de plaat-
sing is der beide planeten op hunne baan. Wanneer Venus zich in hare onderste conjunctie bevindt is het duidelijk, dat zij het dichtst bij de Aarde staat; \' terwijl zij in hare bovenste conjunctie, wanneer zij aebter de Zon staat, zich het verst van de Aarde heeft verwijderd. Wanneer het vlak harer loopbaan met de Aarde samenviel, zou het verschil dier beide conjunctiën juist de gansche middellijn van de Venusbaan bedragen. Wanneer men nu nog eens het oog slaat op Fi- guur 10, waar de onderlinge banen der planeten met hunne betrekke- lijke grootte en uitmiddelpuntigheid zijn aangegeven, begrijpt men gemakkelijk de verschillende afstanden. \' Die onderste conjunctie van Venus heeft plaats in 1871 den 2fi Sept. ten 11 u.
21 m. In 1872 heeft er geene onderste conjunctie plaats, maar in 1873 den 5 Mei ten 6 u. 8 m. en in 1874 den 6 Dec. De bovenste conjunctie heeft plaats den 16 Juli 1872 ten 6u. 5m.
|
|||||
|
102
|
||||||
|
Wanneer wij den middelbaren afstand van de Aarde en de Zon tot
eenheid of tot astronomischen meter nemen, dan verkrijgt men voor den grootsten afstand van Venus en de Aarde 1,740, dat is 36,000,000 geogr. mijlen, en de kortste afstand bedraagt 0,260, dat is iets meer dan 5,000,000 mijlen, een verschil das in afstand van 31,000,000 mij- len. Dat verschil zullen wij dns ook uitgedrukt zien in de schijnbare middcllijn, waarmede Venus zich vertoont in de kijkers, en tevens in den glans, waarin de planeet voor het ongewapende oog schittert. § 2. Venus met den telescoop waargenomen. — Schijngestalten en verandering
van schijnbare middellijn. — Zichtbaarheid bjj vollen dag. — Probleem van Halley. — AVarc afmetingen, oppervlakte en inhoud. — Overgang van Venus over de Zon. Wanneer men in den tijd, dat Venus avondster is en na zonsonder-
gang helder aan den hemel straalt, haar met een\' genoegzaam ver- grootenden kijker beschouwt, ziet men haar onder den vorm van eenc bijna ronde verlichte schijf, die echter dagelijks aan de oostzijde afneemt, terwijl hare afmetingen grooter worden. Bij hare grootste oostelijke afwijking\' vertoont zij zich als een halve
lichtcirkel, zooals de maan bij eerste kwartier; later wordt het eenen sikkel, die, naarmate de planeet de Zon nadert, steeds dunner wordt totdat zij in de zonnestralen voor het oog verdwijnt. Wanneer men in den morgenstond vóór zonsopgang Venus terug
ziet, vertoonen zich dezelfde gestalten der planeet, maar juist in eene tegenovergestelde orde; want als zij wederom in de zonnestralen onzichtbaar wordt, zijn hare afmetingen afgenomen, terwijl hare lichtende zijde eene bijna ronde schijf vertoont. Die gestalten en hunne oorzaak zijn juist dezelfde als wij bij Mercurius opmerkten: (PI. XIV) alleen omdat het verschil in afstand van de Aarde veel grooter is, daarom is bet verschil in de schijnbare grootte van de middcllijn veel aanzienlijker, en omdat Venus zich oostelijk en westelijk veel verder van de Zon verwijdert dan Mercurius, daarom zijn de schijngestalten veel gemakkelijker waar te nemen. In 1610 werden ze door Gallileï reeds opgemerkt, die daardoor eene nadere bevestiging ontving voor het begrip van Copernicus over het wereldstelsel, en daarin tevens |
||||||
|
1 De grootste afwijkingen van Venus hebben dit jaar plaats den 18 Juli en den 6 Dec.
|
||||||
|
103
|
|||||
|
de veroordeeling zag van het Ptolomesche stelsel over de wereld.\'
Door dien zoo verschillenden afstand van Venus tot de Aarde wordt het verschil in de schijnbare middellijn der planeet gemakkelijk ver- klaard, welke 17" beslaat, wanneer zij op middelbaren afstand van de Aarde is. Hij hare grootste verwijdering van de Aarde neemt die mid- dellijn at tot 9",5 en bij hare onderste conjunctie, wanneer de planeet het dichtst bij de Aarde is, bedraagt de middellijn 05",2. Venus is somtijds zoo helder, dat zij met het ongewapeude oog bij
vollen dag zichtbaar is. Lalande was in 1750 van dat verschijnsel getuige. Halley verhaalt, dat in 171G den 10 Juli de stad Londen het als een wonder beschouwde. Verschillende omstandigheden moeten medewerken om dat verschijnsel te weeg te brengen: zooals hare schijngestalte, hare verwijdering van de Zon en de zuiverheid van onzen dampkring. Halley loste reeds het vraagstuk op, om, niet betrekking tot de
Aarde, den stand van Venus
te vinden, waarin zij het meeste licht op ons terugkaatst. ■ De geleerde sterrenkundige
bevond dat zulks was, niet in hare grootste elongatie van de zon, die 48° kan bedragen; maar in den stand, waarop zij ;5i)° 30\' van de Zon verwijderd is: dan vertoont de planeet zich in de kijkers voor liet vierde deel van hare schijf verlicht, (Fig. 11) zooals de Maan op den vijfden dag van haren ouderdom. Volgens Lalande komt zulk eeue groote zichtbaarheid van Venus ongeveer iedere acht jaar voor, omdat de planeet na zulk een tijdsverloop zich weder \' Ptolomeus, een Alexandrijnsch sterrenkundige, die 170 j. n. C. stierf, meende dat
de Aarde het onbeweeglijke middelpunt der wereld was, terwijl de Maan, Mercurius, Venus, de Zon, Mars, enz. rondom de Aarde wentelden; maar daar volgde uit dat Venus zich nooit aehter de Zon kou vertoonen en dus nooit haar verlicht halfrond in dien stand naar de Aarde kon wenden, wat in tegenspraak is niet hetgene on/eoogen zien bjj de bovenste conjunctie van Venus met de Zon. \'-\' De grootste schittering van Venus zal zjjn in 1871 den 20 Augustus en 1 Nov.
In 1873 den 30 Maart en 10 Juni. In 1872 komt zoodanigen stand niet voor. |
|||||
|
104
|
|||||
|
niet betrekking tot de Aarde in denzelfden of ongeveer denzelfden stand
bevindt; want hare synodische omwenteling duurt 584 dagen. In dat tijdsverloop doorloopt zij tweemaal hare baan met nog 21G°; na vijf synodische omwentelingen, welke 2,020 dagen of 8 jaren duren, had zij 10 omwentelingen gemaakt met 5x216°, dat is op nieuw 3 om- wentelingen. Na acht jaren min twee dagen heeft Venus dus 13 om- wentelingen volbracht, en komt zij met betrekking tot de Aarde weder in denzelfden stand. Wanneer Venus en de Aarde op denzelfden afstand werden beschouwd,
zou de schijnbare middellijn van Venus Hi\',9 en die der Aarde 17",S wezen. Venus heeft dus weinig kleiner afmetingen dan onze Aarde bezit. Wanneer men de daarmede overeenkomende afmetingen der Aarde
tot eenheid neemt, krijgt men de volgende getallen: Middellijn van Venus 0,969.
Oppervlak..........0,940.
Inhoud............0,910.
De middellijn van Venus bedraagt dus in ronde getallen 12,340,000
meters of 1,666 geog. mijlen, en de omtrek van den bol 5,236mijlen of 38,783,000 meters. Van alle planeten is Venus degene, die in hare afmetingen het dichtste bij de Aarde komt. Wanneer Venus in hare onderste conjunctie is, gaat zij evenals
Mercurius somtijds over de schijf der Zon: die overgangen zijn zeld- zamer dan die van Mercurius, maar veel gewichtiger voor de sterren- kunde om de grootere nabijheid van Venus. In het derde deel zullen wij in bijzonderheden treden over de
overgangen van den 8 Dec. 1X74 en den t> Dec. 1882: beide over- gangen leveren, zooals wij hierboven aanmerkten, een verschil op van 8 jaar min 2 dagen. Ed. Dubois heeft in het vorige jaar aan de Académie des Sciences te Parijs eene methode bekend gemaakt, van welke wij in liet derde deel verslag zullen geven, om ook zonder een overgang van Venus af te wachten, ten allen tijde door de waarne- ming van Venus de zonneparalaxe te kunnen berekenen. Wij kunnen hier echter reeds aangeven, waarom zulke overgangen
niet geregeld na 8 jaren terug kecren. Na 8 jaren min 2 dagen is de planeet weder in de onderste conjunctie met de Zon en wel de vijfde keer, (want 8 x 365 dagen = 5x584 d.) en dan is de Aarde juist |
|||||
|
105
|
|||||
|
weer op hetzelfde punt van hare haan. Venus echter is niet op het-
zelfde punt van hare haan, want de knoop van hare baan heeft op den ecliptica eene achterwaartsche beweging gemaakt, en daarom vindt hare conjunctie met de Zon niet plaats in het vlak vanden ecliptica, maar er b o v e n of o n d\'e r: drie achtereenvolgende overgangen na 8 jaren kunnen dan ook nimmer plaats hebben, omdat in 16 jaar Venus met de Zon 40 minuten in breedte moet verschillen, terwijl de schijnbare middellijn der Zon slechts 32 minuten bedraagt, maar na 113 jaar komt de planeet weder op dezelfde breedte als de Zon. Niettegenstaande de uitstraling (irradiatie), waardoor de zwarte schijf
van Venus op de Zon veel kleiner schijnt, is de overgang toch eene gunstige gelegenheid om hare middellijn te meten en den vorm van de Venus-schijf waar te nemen. Tot nu toe heeft men echter geene afplatting bij haar kunnen waarnemen: daaruit kan men evenwel niet besluiten, dat er geene bestaat; want als de afplatting van Venus niet grooter is dan die van onze Aarde, dan zou die tusschen de verschillende middellijnen van Venus slechts een verschil opleveren van ,*ïï gedeelte van eene seconde. § 3. Omwenteling van Venus.— Sterrendag en Zonnedag.— Dag en Nacht op Ve-
nus. — Haar jaar, klimaat en jaargetijden. — Verschil in licht en warmte, asch- grauw licht. — Dampkring van Venus. — Blijvende vlekken: Zee en vastland- bergen. — Spectraal analyse. — Massa, dichtheid, zwaarte. Toen Dominicus Cassini de planeet Venus in 1606 en 1667 in den
gunstigen stand waarnam, bemerkte hij op hare oppervlakte eenige duistere vlekken, en toen hij vooral zijne aandacht wijdde aan eene schitterende vlek, welke hij opmerkte dicht bij de afscheidingslijn van licht en duisternis, kwam hij daardoor tot de erkenning, dat de pla- neet om hare as wentelt: de duur dier omwenteling, meende hij, was ongeveer 23 uren en 20 minuten. Zestig jaar later nam Bianchini, een Romeinsch sterrenkundige, eene
gansche reeks vlekken waar, en meende aan Venns eene omwente- ling te moeten toeschrijven van 24 dagen en 8 uren. Maar toen J. Cas- sini, de zoon van Dominicus, de waarnemingen van zijn\' vader met die van Bianchini vergeleek, bewees hij dat deze geleerde wel dezelfde vlek had waargenomen, maar toen deze in denzelfden stand terug gekomen was, hadden er 25 omwentelingen van Venus plaats gehad, |
|||||
|
km;
|
|||||
|
wat ongeveer 23 uren 21l minuut voor ieder is, en dus zeer wel
overeenkwam niet de waarnemingen van zijn\' vader. Latere waarnemingen door Schröter in 1788- 1842 en door Vico
vooral in 1840 1842 gedaan, hebben met juistheid de omwenteling van Venus bepaald, en wel in 23 uren 21 min. en 21,9 sec., dus 34 min. 38,1 sec. korter dan de omwenteling van onze Aarde. Zoo lang is dus de sterrendag van Venus.
Haar jaar bestaat uit 231 omwentelingen en dus ongeveer 230 zon-
nedagen. De middelbare zonnedag van Venus is 5 min. 42 sec. langer dan
haar sterrendag en dus 23 uur 27 min. O sec. De snelheid van een punt op haar equator in die dagelijksehe
omwenteling bedraagt 4G1,!>2 nieters in de seconde; bijna even groot als de snelheid van een punt in onzen equator, dat 4(30,17 nie- ters doorloopt. Daar de andere physische elementen, zooals hare massa en dicht-
heid, weinig verschillen met die van onze Aarde, kan men er uit be- üluiten, dat zij eene af\'platting heeft ongeveer van dezelfde verhouding als die, welke onze Aarde bezit, hoewel men die afplatting tot nu toe niet heeft kunnen waarnemen. Onder andere opzichten bestaat er echter een groot verschil tusschen
Venus en onze Aarde: zoo maakt volgens Schröter haar oniweutelingsas met het vlak van hare loopbaan slechts een hoek van 15 graden (zie plaat XVII, Fig. 1). Volgens de verschillende jaargetijden en breedten is de lengte der dagen en nachten zeer verschillend; alleen onder den equator is dag en nacht alle dagen des jaars even lang. Op ieder evennachtspunt echter klimt dan de Zon tot in het Zenith en op ieder solstitie daalt zij tot op 15° boven den horizon. Om een voorbeeld te geven van de zonderlinge veranderingen, welke
het onderlinge verschil van dag en nacht en dus van hitte en koude oplevert, denken wij ons dan eens de streken welke op 45° liggen, dus juist iu het midden tusschen de pool en den evenaar, overeen- komende met het midden van Frankrijk en Duitschland op onzen aard- bol. Van de lente-equinoxe ziet men daar dagelijks de Zon in den meridiaan hooger klimmen, totdat zij eindelijk het Zenith bereikt; dan begint er een reeks van dagen zooals er in onze poolstreken bestaan; de zon gaat des avonds niet meer onder, zij beschrijft een cirkel rondom de hemelpool, een cirkel, die dagelijks kleiner wordt; zoodat in het |
|||||
|
UE STKKKKNWEKKLD.
|
PLAAT XVII.
|
||||||||
|
Fig. 1. V\'enus huar solstitium hcllinv der omirentrlirósas .
|
|||||||||
|
Pu» 2 Scnijntfcilalten vön Venu.»;
vlekken op de heide hulfeinden nr>ar BiaucMni |
|||||||||
|
r.ir :■ :\' /■ V
|
|||||||||
|
107
|
|||||
|
zomersolstitie de middellijn van dien cirkel 30° is, overeenkomende
met eene middagshoogte van f>3 graden. Na dat zomcrsolstitium wordt de cirkel wederom grooteren de Zon
zakt weder, totdat zij op nieuw het Zenith bereikt: dan begint er wederom een naclit te komen, in den beginne zeer kort, die echter dagelijks langer wordt totaan het volgende solstitium, wanneer de zomer geëindigd is en de herfst begint; dan volgen de bovengenoemde verschijnselen in eene tegenovergestelde orde elkander op, want de Zon daalt al lager en lager in den meridiaan, tot zij eindelijk onder den horizon verdwijnt om in een gansch tijdsverloop niet meer te ver- schijnen, even als in de nachten van onze pool. Aan de beide polen van Venus heeft men dus bij afwisseling onafgebroken 115 dagen dag en 115 dagen nacht. In dien langen dag bereikt de Zon eene hoogte van 72 graden. Dit geeft ons reeds een denkbeeld over de verdeeling van klimaat, over de zonderlinge opvolging van dag en nacht, de jaargetijden, wecrsgesteltenis. Vico meent waargenomen te hebben, dat de helling van Venns\' as
zoo groot niet is, maar een hoek beslaat van 50°: een bewijs dat de sterrenkundigen het over de richting der as niet eens zijn. Wanneer men de richting van de as aanneemt volgens Vico, dan zouden de verschijnselen, welke wij opgenoemd hebben, veel geringer zijn: dit echter zou waar blijven, dat de tropische en de poolstreken in elkan- der zouden loopen evenals op Mercurius, en er geen gematigde lucht- streck zou bestaan. Omdat de loopbaan van Venus om de Zon bijna cirkelvormig is,
hebben de jaargetijden er een bijna even langen duur; maar omdat Venus dichter bij de warmtebron geplaatst is, is de kracht van het licht en de warmte op die planeet bijna dubbel zoo groot als op onze Aarde: de schijnbare middcllijn der Zon is dan ook veel grooter dan wij zien \' Wellicht is Venus omgeven door een dikken nevclachtigen damp-
kring, waarin voortdurend de dampen door de warmte ontwikkeld, opstijgen, en daardoor kan de kracht der verschillende jaargetijden 1 Wjj zien de Zon met eene middellün van 32\' 4", en uit Venus beslaat de middel-
lijn 44\' 20\'. De sehynbare oppervlakte der zonneschijf en dus de licht- en warmte- kracht der Zon op de Aarde en op Venus staan dus tot elkander als 100 tot 191. Maar als wü in aanmerking nemen de oppervlakte der beide planeten, waarop de zon afstr.ialt, dan is de onderlinge verhouding als 100 tot 182. |
|||||
|
108
|
|||||
|
gematigd worden. Wat die hypothese eenige waarschijnlijkheid bijzet,
is de waarneming bij den overgang in 17(51 gedaan. Toen scheen het alsof een nevelachtige ring de zwarte schijf van Venus omringde, en zelfs toen de Venus-schijf gedeeltelijk op de Zon en gedeeltelijk daar- buiten was, vertoonde zich de lichtende nevelring buiten de zon- neschijf. Heide verschijnselen zijn gemakkelijk te verklaren, wanneer Venus
met een dikken dampkring omringd is. In hare onderste conjunctie vertoont Venus zich als eene dunne sikkel,
wier hoornen, zooals door vele waarnemers is opgemerkt, zich over meer dan de helft der schijf uitstrekken. Schröter nam het eerst dit verschijnsel waar, en besloot daaruit dat Venus een dampkring bezit; omdat de zichtbaarheid der hoornen verder dan zij door de Zon ver- licht zijn een gevolg is der straalbreking, geheel overeenkomstig niet onze avond- en morgenschemering. Secchi nam in Mei 18f>7 het verschijnsel waar, en gaf er ook de-
zelfde verklaring van. Venus heeft dus eene avondschemering en een dageraad, wier duur
volgens de beide laatste sterrenkundigen overeen zou komen met de schemering, wanneer de Zon slechts 15 graden onder den horizon daalt. De trapsgewijze lichtvermindering, die men bij Venus duidelijk waar-
neemt op de afscheidingslijn van licht en duisternis bij hare schijnge- stalten, vindt dan evenzoo eene gemakkelijke verklaring in haren dampkring. Echter geldt dit niet voor een deugdelijk bewijs, want die uitvloeiende band tusschen de licht- en schaduwzijde kan ook ge- deeltelijk veroorzaakt worden door de schuinsche richting der zonne- stralen voor die gedeelten, waar de Zon laag aan den horizon staat, en ook gedeeltelijk door de lange schaduw, welke de verhevenheden op Venus achter zich werpen bij den op- en ondergang der Zon. Dat er zulke verhevenheden, heuvels en bergen, op Venus bestaan,
wordt bewezen door den tandvorm van hare schijf, zoo als Lahire, Derham en Schröter hebben waargenomen, en wier afteekening men op PI. XVII, Fig. 2 vindt. Soms heeft men de hoornen der sikkel afgeknot waargenomen, ja
men heeft zelfs een lichtend punt opgemerkt geheel buiten de licht- lijn op de schijf: dit kan niet anders zijn dan de top van een berg door de Zon verlicht, terwijl zijne zijwanden nog in het duister zijn. Minder zeker zijn de berekeningen van Schröter over de hoogte
|
|||||
|
109
dier bergen op Venus. Zou het waar zijn dat zij eene hoogte hebben
van 44,000 nieters? Onmogelijk, is liet zeker niet, maar de verschil- lende physische elementen, waaruit men tot die maat besloten heeft, zijn zoo moeielijk waar te nemen, er bestaat nog zoo veel onzeker- lieid in die punten, dat men het niet bevestigen noch ontkennen kan, en het dus het veiligst is af te wachten, of nieuwe waarnemingen er meerdere bevestiging aan geven. De duistere vlekken, die Cassini liet eerst op de Venusschijf waar-
nam, en welke later door Bianchini met nauwkeurigheid werden afge- teekend, schijnen eene eeuw later in denzelfden vorm door Vico te zijn gezien: zie de vlekken op de beide verlichte halfronden PI. XVII, Fig. 2. Het zouden dus blijvende vlekken zijn en niet nevelen en wolken in den dampkring: wellicht zijn het zeeën en vastland zooals op onze Aarde. De spectraal-analyse openbaarde aan W. Huggins niets bepaalde
over een dampkring van Venus. Seccbi mocht echter onder den hei- tieren Italiaanschen hemel beter slagen: want hij merkte in het licht- spectrum van Venus donkere strepen op, geheel en al overeenkomstig met de waterstofstrepen van onzen dampkring en besloot daaruit, dat Venus niet alleen een dampkring bezit, maar een die geheel overeen- komt met den onze. Wanneer Venus dicht bij hare onderste conjunctie is, dan ziet men
somtijds hare geheele schijf, hoewel de lichtende sikkel zeer dun is: dan is haar duister gedeelte niet een aschgranw licht bedekt zooals wij op het niet verlichte gedeelte der maan waarnemen. Arago telt verschillende waarnemingen van dat verschijnsel op. Den 20 April 18G5 zag men in Leipzig dat verschijnsel zeer duidelijk: de schijf had toen eene groenachtig grijze tint, veel helderder dan de grond des hemels. Welke is de oorzaak van die nachtelijke verlichting op Venus ? Men heeft verschillende hypothesen aangegrepen om het te verklaren: het zelflichtend vermogen van Venus, de afstraling van
het sterrenlicht, het zodiaklicht, eene straalbrcking in den dampkring en eindelijk een magnetisch licht, gelijk aan ons Noorderlicht. Voor geene dier hypothesen kan men echter bewijzen aanvoeren. Op verschillende wijzen heeft men de massa van Venus berekend,
en is men tot de middelbare bepaling geraakt, dat zij het 412,150 ge- deelte van de zonnemassa, of het 1*0*0 gedeelte der Aarde is. Hare middelbare dichtheid met de Aarde vergeleken is 0.950, en niet de |
||||
|
110
|
||||||
|
dichtheid van water 5.43. Die dichtheid schijnt te wijzen op eene
minerale verbinding niet die van onze Aarde overeenkomende. De zwaartekracht op hare oppervlakte is 0.92; zoodat een lichaam door de zwaartekracht alleen in de eerste seconde 4\' 51" valt. Op Venus wegen dns de lichamen iets lichter dan op onze Aarde (een verschil van Vio.) De hemclbol dus, dien wij beschouwd hebben, komt in zeer vele
opzichten, wat afmetingen, astronomische en physische elementen be- trcft, met onze Aarde overeen, en verschilt in andere opzichten er wellicht weinig van; maar de bepaalde gegevens zijn te weinig en te onzeker, oin er een vast hesluit uit te trekken, zoodat men nog veel aan de ontdekkingen en waarnemingen der wetenschap in de toekomst moet ((verlaten. Wanneer men enkel afging op de waarnemingen van een groot aan-
tal geleerden van de 17e en 18e eeuw, (Cassini, Short, Montaigne, Roedkier, Ilorrebon, Montbarron, Lambert) dan bezat Venus nog één punt van overeenkomst met onze Aarde, en wel dat zij even als onze Aarde eene Maan bezit, die haar vergezelt. In later tijd heeft men die Maan echter nooit kunnen terug vinden, en vele in de astronomie ge- zag hebbende mannen hebben die Maan voor een optisch bedrog ver- klaard, zoodat thans geen sterrenkundige meer aan eene Venusmaan gelooft. |
||||||
|
o
|
||||||
|
III.
|
|||||
|
DE AARDE $.
§ 1. Beschouwd in do ruimte. — Bewijzen, dat zjj rond is. — Afplatting aan de
polen, bewezen door de meridiaan-meting en den slinger. — Elliptische vorm van den evenaar. De Aarde is een bol met drie ongelijke assen. — Afmetingen. —Massa, middelbare dichtheid. — Straalbreking van den dampkring. Onze Aarde is van de Zon af de derde planeet wier eigenschappen,
als hemellichaam, wij thans zullen beschouwen. Zij loopt niet eenzaam zooals Venus en Mercurins door het hemelruini, maar wordt overal vergezeld door de Maan, als door een trouwen wachter, die zich om de Aarde beweegt, zooals onze Aarde om de Zon loopt. Na de beschrijving van onze planeet volgt dus natuurlijk de be-
schrijving der Maan, die, om bare nabijheid, de meest gekende van alle sterren uit liet zonnestelsel is. — Wanneer onze Aarde ook eene ster is, die zich in de ruimte beweegt,
zooals die menigte andere hemellichamen rondom ons, dan komt de vraag bij ons op, hoe die Aarde zich wel vertoonen moet uit de he- mellichamen, die haar omgeven. Dit hangt echter geheel af van den afstand, waarop zulk een waarnemer geplaatst zou zijn. De Aarde heeft eene bolvormige gedaante, wier ééne helft door het
zonlicht wordt bestraald, terwijl de andere helft in het duister ligt. Voor iemand, die zich van de Aarde zou verwijderen, zou de schijf der Aarde kleiner en kleiner, maar ook helderder en liebtender wor- den, omdat het zonlicht, dat zij op den waarnemer terugkaatst, voor hem meer geconcentreerd zou worden in kleiner omvang; volgens 8
|
|||||
|
112
|
|||||
|
den stand van den waarnemer, zou de Aarde liem dezelfde schijngc-
stalten vertoonen, die wij bij Mercurius en Venus opmerken. — Uit de Maan gezien, zou onze Aarde zich vertoonen als eene lich-
tende schijf, bezaaid met vlekken, van welke de helderen het vast- land en de donkeren de zeeën zouden aanduiden, terwijl schitterend witte vlekken de eeuwige sneeuw en het ijs aan de polen zouden toonen; behalve die vaste vlekken zou men ook beweeglijke vlekken waarnemen, de wolken, namelijk in onzen dampkring, die zeer vaak het gezicht op onze Aarde zouden belemmeren. Op dien afstand zou de schijnbare middellijn onzer Aarde bijna viermaal grooter zijn dan zich thans de Maan aan ons oog vertoont; zoodat, wanneer de Aarde vol zoude zijn, dat is wanneer haar geheel verlicht halfrond naar de Maan gekeerd was, zij schitteren zou zooals voor ons 13 ver- eenigde volle manen zouden doen. Op een afstand viermaal verder dan onze wachter, zou onze Aarde zich nog vertoonen als eene schijf ter grootte der Maan, maar naarmate men zich verder van de Aarde zou verwijderen, zou zij in afmeting verminderen en eindelijk tot een punt ineenkrimpen, en gelijk zijn a<an eene der sterren van ons uitspansel. Die gedachte over den vorm onzer Aarde rust niet enkel op over- cenkomst, omdat alle bekende hemellichamen den kogelvonn bezitten; maar feiten, wier nauwkeurigheid men kan nagaan, toonen met zeker- heid het zweven in de ruimte en den kogelvorm der Aarde; terwijl de nauwkeurigste metingen ons hare ware afmetingen hebben doen kennen. Beschouwen wij een oogenblik die verschillende punten.
Iedereen weet, dat de horizon op het vlakke land den vorm beeft van een cirkel, welke den beschouwer omringt; wanneer deze zich verplaatst, verplaatst zich ook de cirkel, terwijl hij zijnen vorm be- houdt, die alleen verandert, wanneer bergen of hinderpalen van eene zekere hoogte den gezichteinder hegrenzen. In volle zee is de cirkel- vorm van den horizon nog duidelijker en verandert alleen bij de kust. Ziedaar reeds een bewijs voor de rondheid der Aarde, omdat een ko- gel het eenigc lichaam is, dat zich altijd als een cirkel aan ons oog vertoont, hoe men hem ook beschouwt. Men kan overigens niet zeg- gen, dat de horizon gevormd wordt door de grenslijn van ons gezichts- vermogen, want naarmate men zich hooger boven de vlakte verheft, naar die mate wordt de cirkel van den horizon ook wijder. Zie pi. XVIII, Fig. 1, waarop een berg staat afgebeeld op eene vlakte, die |
|||||
|
1\'I.Wi XYIII
|
|||||||||||||||
|
I»K STKKKKNWKRKIJ).
|
|||||||||||||||
|
Pitf 1 Bolvorm van het vasteland . Horizon voloens verschillende hootften
|
|||||||||||||||
|
r\'i^j 2 Bolvorm der zee _ Verklarino van het verschil m het waarnemen
van een naderend sclun
|
|||||||||||||||
|
■tm*.- -
-
|
|||||||||||||||
|
Pio .\'► Underlinoe Uootfte der tierden t\'i\\ van den dampkring
Diepte der zee en vooronderstelde dikte tier aardkorst. |
|||||||||||||||
|
. . v : - .\'. Tr&i
|
|||||||||||||||
|
113
|
|||||||
|
een gedeelte van een bol is. Wanneer men zich aan den voet van
den berg bevindt, heeft men een zeer nauw begrensden horizon, wiens straal zich niet verder uitstrekt dan van k tot i, maar bestijgt men den berg tot op e, dan verwijdt zich de horizon tot in e e o. Op den top echter van den berg strekt zich de horizon nog verder uit, tot in a a a, en, zoo de lucht helder is, zal men van den top voorwerpen in het oog krijgen, daar waar men aan den voet van den berg staande, slechts het blauw des hemels zag. De uitbreiding van den horizon naarmate men hooger stijgt, zou niet uit te leggen zijn, wanneer de Aarde den vorm van een plat vlak had. Op zee vertoont zich die ronde vorm nog veel duidelijker. Want
als men zich aan het strand op een toren of op het duin bevindt op het oogenblik, dat er een schip aan den horizon verschijnt, ziet men door een goeden kijker eerst slechts den top der masten en de bo- venste zeilen, terwijl de romp van het schip met de groote zeilen nog verborgen is. Naarmate het schip nu de kust nadert, rijst het meer en meer boven den horizon, zoodat het eindelijk geheel zichtbaar is. PI. XVIII, Fig. 2, geeft er ons eene afbeelding van. Dat achtereen- volgens zichtbaar worden van de lagere deelen van het opkomende schip, kan op geene andere wijze worden uitgelegd, dan dat de Aarde bolvormig is. Voegen wij hierbij nog een paar bewijzen, die even als de vorigen
belangrijker zijn als feiten dan wel als overtuigingsstukken; want wie kan aan de rondheid der Aarde en aan haar zweven in de ruimte nog twijfel koesteren, nadat men sinds drie honderd jaren te land en ter zee, in alle richtingen de Aarde heeft omgereisd? \' Wie kan er aan twijfelen, wanneer men ziet hoe de sterren in hunne
dagelijksche beweging aan de eene zijde van den horizon ondergaan, en 24 uren daarna aan de andere tegenovergestelde zijde weder opkomen. |
|||||||
|
1 De eerste reis rondom de wereld werd door Ferdinand Magcllaan, een beroemd
Portugeesch reiziger, gedaan. Den 20 September 1514 zeilde hjj uit eene der havens van Portugal het Westen in, en stuitte; op het pas ontdekte Amerika. Nu zeilde hij langs Amerika\'s kust naar het Zniden, en geraakte door de straat, welke zjjn naam draagt, aan de andere zijde in de Stille Zuidzee. Immer westwaarts z(jn tocht ver- volgende, stierf hjj echter vóórdat lijj de Mnlukkcn-cilanden in Azië bereikte. Zjjn schip vervolgde echter de reis en bereikte Kuropa weder uit het Oosten. Sinds dien tjjd zjjn een tal van reizen rondom de wereld gedaan, en langs den reuzenspoorweg van Noord-Ainerika wordt thans de reis om de wereld bijna een pleiziertocht. 8*
|
|||||||
|
114
|
|||||||
|
Eene der sterren uit het noordelijk halfrond des hemels , de Pool-
ster, blijft voor eene bepaalde plaats ongeveer op dezelfde hoogte boven den horizon. Wanneer men zich naar het Zuiden verplaatst, vermindert de afstand van de Poolster tot den horizon, en trekt men verder noordwaarts dan wordt de afstand tot den horizon groo- tcr. Wij zien bijv. in Leiden en omstreken de Poolster immer ongc- veer 52 graden boven den horizon staan; zouden wij, zuidelijker rei- zende haar waarnemen in Marseille bijv., dan zou de afstand tot den horizon meer dan 9 graden zijn verminderd, en zij slechts 4.\'5 graden boven den horizon staan, en zouden wij meer het Noorden ingaan, en de Poolster bijv. in Stokholni waarnemen, dan was de afstand tot den horizon grooter, en zou ongeveer 59 graden bedragen. Ziedaar een feit dat onmogelijk anders verklaard kan worden dan door de ronde gedaante van de oppervlakte der Aarde. Wanneer men overigens, in plaats van zich te verplaatsen naar het
Noorden of Zuiden, het Oosten b.v. intrekt, dan behoudt de Poolster steeds dezelfde hoogte boven den horizon. In Herlijn neemt men dus ongeveer dezelfde hoogte van de Poolster boven den horizon waar als bij ous, maar het uur van den op- en ondergang der sterren ver- schilt, zoodat eene ster in Berlijn ongeveer 30 minuten vroeger op- gaat dan bij ons, en daaruit volgt noodzakelijk, dat de Aarde in alle richtingen den kogelvonn heeft, en dat zij dagelijks eene geheele om- wenteling om hare as maakt.\' |
|||||||
|
1 Dat do Aarde rond is en vrij in de ruimte des hemels zweeft, vindt thans geene
tegenspraak meer. Velen echter, die zulks als bewezene waarheden aannemen, stui- ten toch op zekere mooielijkheden en vragen zich zelven af, hoe het toch mogelijk is, dat de bewoners en de voorwerpen op Aarde zich in evenwicht kunnen houden op den kant en vooral onder aan dien hol, en waarom zy er niet afvallen. Die moeieiykheid komt voort omdat men zich een verkeerd denkbeeld vormt over
den val van een voorwerp. Ieder lichaam bezit eene kracht, waardoor het andere lichamen tot zich trekt. Men
noemt dit attractie of aantrekkingskracht. Ieder deel van het lichaam bezit die kracht, die geiykniatig werkt, en daardoor ligt de grootste aantrekking in het midden- of zwaartepunt en by een kogel dus in het middelpunt. Hoe grooter lichaam hoe groo- terc kracht. Door die kracht nu worden alle lichamen, die zich op of in de nabyheid van dat groote lichaam bevinden, naar het middelpunt getrokken, en zoo verhindert de aantrekkingskracht der Aarde, dat de lichamen van haar afvallen en in het he- inclriiim geslingerd worden. Een van de Aarde weggeslingerd voorwerp wordt dus door de aantrekkingskracht der Aarde {genoodzaakt tot haar terug te koeren, en dat noemt men rullen. Onder en boven bestaat dus alleen met betrekking tot ons, want. |
|||||||
|
115
Een laatste bewijs, waardoor wijden kogelvorm der Aarde met onze
oogen zien, is de maansverduistering; dan werpt de Aarde haar schar duwbccld op de volle verlichte schijt\' der Maan, en dat schaduwbeeld of in zijn geheel of in een gedeelte, vertoont ons iminer den ronden vorm van een kogel. Al de aangevoerde bewijzen getuigen wel, dat de Aarde bolvormig
is, maar geven ons nog niet den namvkeurigen vorm te kennen. Is zij een zuiver ronde bol, afgezien van de verhevenheden op de op- pervlakte, die in verhouding tot de grootte der Aarde in geene aan- merking komen? Of wel is zij langwerpig rond, meer of minder rcgel- matig? En welke zijn hare afmetingen? Om dit gewichtig vraagstuk op te lossen ging men van de vooron-
dcrstclling uit, dat de Aarde volmaakt rond was; iedere denkbeeldige lijn, meridiaan genoemd, rondom de Aarde over hare oppervlakte ge- trokken en door de beide polcu gaande, moest dus een volmaakto cirkel zijn. Zulk een cirkel verdeelt men in 300 graden; wanneer men nu één van die graden mat, kende men ook den ganschen omtrek. Voordat wij de verschillende uitkomsten van die metingen opge-
ven, zullen wij eerst duidelijk trachten te maken, hoe men op Aarde den afstand van zulk een graad bepaalt. Zooals men een meridiaancirkel op Aarde in 300 graden verdeelt,
doet men het ook een meridiaancirkel aan den hemel; zoodat van den aequator, zoowel van de Aarde als van den hemel, tot aan de polen, men ecne lengte heeft van DO graden, ledere graad aan den hemel komt dus juist overeen met een graad op Aarde, en bei- den liggen dns in hetzelfde vlak. Verplaatst men zich nu naar het Noorden of Zuiden zoover, dat het toppunt aan den hemel één graad verschil oplevert, zoo heeft men op aarde zich ook één graad verplaatst. |
||||||
|
omdat de Aarde zich vrjj in de ruimte beweegt, heelt z(j geen onder noch boven; op
welk punt van den Aardbol zich ook niensehen bevinden, voor ieder van hen is umler naar het middelpunt der Aarde in de richting hunner voeten, en buren naar de ruimte de» henels. Dus alleen niet betrekking tot ons z(|n onze tegenvoeters, aan de andere zjjde van den aardbol, in een stand geplaatst met de voeten omhoog en het hoofd omlaag; maar evenzoo zjjn ook wij met betrekking tot onze tegenvoeters in een stand, zooals /.y zieh tot ons bevinden. Dieselfde kracht houdt rondom de Aarde de wate- ren van den Oceaan en de wolken in den dampkring, zoodat alles met elkander eene ronde massa vormt, overal omringd door het wijde hemelniim. |
||||||
|
HG
|
|||||
|
Wij wonen b.v. 52o Noorderbreedte en diezelfde graad staat ook aan
den hemel in het Zenith of toppunt. Verplaatsen wij ons nu naar Groningen b.v. dan hebben wij 53" in het Zenith, en dus is op Aarde de afstand van Leiden tot Groningen één graad; wanneer nu die afstand gemeten wordt en met 360 vermenigvuldigd, dan hebben wij de lengte van den gansehen meridiaancirkel, lleeds vroeg ondernam men dergelijke metingen. Zoo mat Eratosthenes den afstand tusschen Sienne en Alexandrie, en besloot daaruit dat de omtrek der Aarde 250,000 stadiën bevatte, dat is ongeveer 45,000,000 meters. Posido- nius en Ptolomeus verkregen eene kleinere lengte. In nieuwere tijden mat Fernel in 1550 de lengte van een meridiaangraad tusschen Amiens en Parijs, en berekende daaruit den omtrek der Aarde op ongeveer 40,043,400 meters. In 1015 mat onze vaderlander Snellius een meridiaangraad tusschen
Alkmaar en Hergen op Zoom, en maakte het eerst gebruik van eene meetkunstige wijze, welke nog in gebruik is. Eerst meet men nauw- keurig eene vlakke lijn van zekeren afstand en gebruikt die als basis voor den daarop getrokken driehoek, want, zooals wij later breed- voerig zullen uiteenzetten, wanneer men de basis van een driehoek met de twee hoeken aan dien basis kent, berekent men gemakkelijk den gansehen driehoek; daardoor verkrijgt men eene reeks driehoe- ken, waarvan telkens de basis bekend is, en zoo komt men tot het besluit hoe lang de graad is tusschen de beide bepaalde plaatsen. In 1709 berekende Picard, door de meting tusschen Malvoisine en Amiens, den omtrek van den meridiaancirkel op 40,037,(KX) meters. Hij de verschillende graadmetingen, welke plaats vonden, moeten wij
nog melding maken, dat Pougncr, Lacondamine en Godin eene graad- meting volbrachten in Peru bij den evenaar, terwijl Maupertuis er eene in Lapland ondernam. De meesten van die metingen komen allen hierin overeen:
Dat de verschillende graden van een meridiaan niet allen dezelfde
lengte hebben, waaruit dus noodzakelijk volgt, dat de Aarde niet volmaakt rond is en dat de lengte der graden toeneemt naar de polen, zooals uit het onderstaande blijkt. |
|||||
|
117
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Uit die vermeerderde lengte der meridiaangraden naar de polen
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
(Fig. 12.) Elliptische vorm der aardmeridianen.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
volgt, dat de Aarde aan de polen eene afplatting heett, niet andere
woorden, dat de meridiaanlijnen rondom de Aarde, in plaats van ei r- kels te zijn, integendeel meer den vorm hebben van eene ellips, zoo- als Fig. 12 aanduidt, waar de afplatting tot meerdere duidelijkheid overdreven is. De zaak oppervlakkig beschouwd zou men integendeel meenen, dat, juist om de afplatting, de graden aan de pool klei- ner moesten zijn dan aan den evenaar; dit zou waar zijn, wan- neer alle verticale lijnen der graden uit één en hetzelfde middel- punt werden getrokken, maar omdat de Aarde niet zuiver rond is verandert ook voor iederen graad het middelpunt, en de graad, die de grootste afplatting heeft, heeft dus zijn middelpunt het verste af- |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
118
|
||||||
|
liggen, omdat de graad een gedeelte van een cirkel is, Fig. 12 toont
zulks duidelijk aan. De lijn dus, die door de polen gaat of de as der Aarde, is dus de kleinste middellijn en de grootste is bij den evenaar. Een tweede bewijs voor de afplatting der Aarde aan de polen vond
men in de toepassing van den slinger. ISij eene slingerbeweging wer- ken twee krachten. De kracht namelijk ^ welke den slinger in bewe- ging brengt en de kracht, welke den slinger naar het middelpunt der Aarde trekt, zoodat een slinger eens in beweging, bestendig in die schom- meling zou blijven voortgaan, wanneer de weerstand der lucht en de wrijving in het beweegpunt zulks niet verbinderden. Hoe dichter nu bij het middelpunt der Aarde, hoe sterker de aantrekkingskracht werkt en hoc sneller dus de slingeringen worden en wel volgens de wet van Newton, in verhouding tot het kwadraat van den afstand tot het middelpunt der Aarde.\' Nu hebben de verschillende proefnemingen geleerd, dat, naarmate
men meer de polen naderde, de slingeringen sneller werden, dit wees op eene grootere aantrekkingskracht aan de polen dan aan den aequator, en dus op een korteren afstand van het middelpunt der Aarde. s Om dus aan de polen de slingering niet sneller maar gelijk met de slingering op den aequator te hebben, moest men den slinger langer maken, en uit die vermeerderde lengte maakte men de afplatting op. Op St. Thomas juist onder den evenaar was de lengte van den slin- |
||||||
|
1 De slinger is een gewichtig physisch, astronomisch werktuig. Wanneer de slinger
in rust hangt, wijst h(j het zwaartepunt aan. Gallileï bemerkte, dat de slingeringen immer in hetzelfde tijdsverloop plaats grepen
hoe langer de slingering is, hoe sneller de beweging; hoe korter, des te langzamer is de beweging; op deze wet berust de tijdmeting door den slinger. De tweede wet is, dat de duur van zulk eene slingering geheel en al onaf hankelQk
is van het gewicht en van den aard zijner zelfstandigheid; de zwaarte dus van den slinger oefent geen invloed uit op de meerdere of mindere snelheid der beweging. De derde wet is, dat de duurder slingeringen van twee slingers, die ongelijke lengten
hebben, tot elkander staan als de vierkantswortels van de lengte der slingers. 2 Uit verschillende waarnemingen heeft men berekend, dat de zwaartekracht aan
de polen Vim gedeelte sterker is dan aan den aequator, zoodat een lichaam van een pond zwaarte aan de polen 5 gram zwaarder zou wegen dan op den aequator. Om eene juiste uitkomst te verkrijgen, moet men ook bemerken, dat de omwenteling der Aarde tevens storend op de slingerbeweging werkt, omdat zij aan den slinger eene middelpuntvliedende kracht mededeelt. Men berekent die vermindering op Vis9 gedeelte. |
||||||
|
110
|
|||||
|
ger 991,111 millimeter, terwijl op Spitsbergen, op 79 graden noorder-
breedte, de lengte van den slinger !>9(i,03b\' millimeter bedroeg. Bij dergelijke slingerwaarncmingcn gaat men immer van cenc voor-
onderstelling uit, welke de ondervinding echter leert niet onder alle opzichten waar te zijn. Men neemt aan, dat de Aarde overal, van den buiten sten rand naar het middelpunt toe, dezelfde lagen en dus dezelfde dichtheid bezit; de ondervinding leert echter, dat op grootere breedte niet immer ecne geregelde vermeerdering van slingcrlengtc plaats vindt, zooals men bij cenc regelmatige dichtheid moest verwachten, dit bewijst dus, dat er plaatselijke aantrekkingskrachten werken, voortkomende uit meerdere of mindere dichtheid, \'t Is daarom noodig om den slin- ger op zeer vele ver van elkander liggende punten toe te passen zoo als Sabine deed in het noorden, toen hij Ross in 1818 op zijne noordpoolexpeditie vergezelde, en naderhand op verschillende punten van den Atlantischen Oceaan. Gaan wij thans de verschillende afmetingen na van onzen Aardbol.
De straal der middellijn is volgens Bessel en Airy G.-J77.4 kilonie-
ters, volgens anderen (>.\'578.2, volgens Littrow 6366.3 kilometers. De straal langs de polen meet volgens Besscl 6356.1, volgens anderen 6356.4 kilom., zoodat de afplatting aan iedere pool ongeveer 21 kiloin. bedraagt. Het verschil dus tusschen den straal op den evenaar en den straal op de pool geeft de afplatting te kennen, zoodat men ,J, van den straal verkrijgt. Op den afstand der naastbijzijnde planeten zou zulk cenc geringe
afplatting aan de nauwkeurigste metingen ontsnappen. Om ons een juist begrip van de poolafplatting te vormen, moeten wij ons de Aarde voorstellen als een bol van één palm middellijn, dan zou de afplatting aan de polen slechts 1.66 streep bedragen, zoodat het oog die ter nauwernood zou kunnen bemerken. Wat beteekenen nu volgens die maat de oneffenheden van bergen en valleien op de oppervlakte der Aarde. De Kunchinjunga en de Gaurisankar, die beide reuzen van liet Uinielava- gebergte, de hoogste bergen van onze Aarde zouden, afgebeeld naar evenredigheid op een bed van één palm middellijn, slechts \'/» vaneene streep bedragen en de Mont-Blanc nauwelijks V» gedeelte van cene streep. De bergketenen van mindere hoogte zouden onzichtbaar zijn. De grootste diepten van den Oceaan zouden nauwelijks eene streep onder de opper- vlakte van den bol wegzinken, en het luchtomhulsel, dat onderden naam van dampkring onze Aarde omgeclt, zon slechts eene laag vormen van 5 |
|||||
|
120
|
|||||
|
strepen hoogte. Plaat XVIII, Fig. 3 toont op eenc grootere schaal
de onderlinge afmetingen der bergen en de hoogte van den dampkring, de diepte van den Oceaan en de vooronderstelde dikte van de aard- korst \'. Om de hier afgebeelde afmetingen te verkrijgen zou men een bol moeten hebben van 12,75 meters, middellijn. De oneffenheden o}) onze Aarde worden soms vergeleken met de ruwe schil van een oranjeappel; die vergelijking houdt echter geen steek, want als onze Aarde verkleind was tot de grootte van een oranjeappel, zou het oog er geene afplatting of ruwheid aan ontdekken. Bij de talrijke metingen, welke hebben plaats gehad, is men tot de
overtuiging gekomen, dat de vorm der Aarde nog andere onregelma- tigheden heeft. Zoo heeft men bevonden, dat alle meridiaancirkels niet aan elkander gelijk zijn, en evenzoo dat de afplatting aan iedere pool niet even groot is, en eindelijk dat de evenaar, welke wij rond vooron- derstelden, integendeel langwerpig rond is. De groote as van den evenaar meet 12756.5 kilom. en de kleine as
12753.5 kilom., hetgeen een verschil oplevert van 3 kilom. of eene afplat- ting van ïj\'sj, 14 maal minder dus dan de afplatting aan de polen\', zoodat onze Aarde een onregelmatigen elliptischen vorm heeft met drie assen, verschillend in lengte. De bouw van onze Aarde en de geologische natuur van de aard-
korst en de daaronder liggende kern behooren niet tot het bestek van dit werk, daar wij de Aarde alleen als hemellichaam beschouwen; dit alleen mogen wij in herinnering brengen, dat de tegenwoordig aange- nomen hypothese over den oorspronkelijk vloeibaren toestand onzer Aarde eene bevestiging vindt in de afplatting. Ieder draaiend vloeibaar lichaam neemt den vorm aan van een langwerpig rond en wordt afgeplat aan de polen van de as, om welke de beweging plaats vindt. \' Men kent de hoogte van den dampkring volstrekt niet met zekerheid. Wanneer men
de lichtverschijnselen van de avondschemering in aanmerking neemt, schat men zijne hoogte op 60 kilom. Liais echter schat dezelve op 340 kilom., en de hoogte waarin de meteoren door wrijving in onzen dampkring ontvlammen , schijnt de laatste be- wering van Liais te bevestigen. De dikte der aardkorst schat hy op 40 kilom., wat echter eene bloote vooronder-
stelling is, welke men afleidt uit de toenemende warmte in de Aarde. : De stand der assen aan den evenaar is als volgt.
I 12<\'3\' W. Lengt. Congo.
Polen der gr. as 1 s I 192»3 W. Lengt. Sandwich eilanden.
I 102° W. Lengt. Sunda Archipel.
Polen der kl. as „„ n , 8 T J * I 78» O. Lengt. Landengte v. Panama.
|
|||||
|
121
|
|||||||
|
Onder de planeten, welke wij beschouwen moeten, zullen wij er velen
aantreffen afgeplat evenals de Aarde en met grootere afplattingen, want hoe sneller de beweging, hoe grooter de afplatting. Nog een woord over den vorm en de afmeting der Aarde, waardoor
wij een juist begrip krijgen over haren bolvorm. Wanneer men zich van een zeker punt verwijdert, daalt men ook onder den horizon van dat punt, zoodat als men één graad of 111 kilom. ver zich verwijderd heeft, men zich 971 meters onder den horizon van dat punt bevindt, afgezien namelijk van de helling of de oneffenheden van het terrein. Wanneer de horizon van Leiden b.v. in eenc rechte lijn tot over Gro- ningen werd getrokken, dat op ruim een graad afstand van Leiden ligt, dan zou Groningen 1035 meters onder den horizon van Leiden liggen. Door de afplatting aan de polen is de lengte van een meridiaancirkel
ongeveer 07 kilom. korter dan de omtrek om den evenaar. De eerste is dus lang 40.003.414 meters, de tweede 40.070.376 meters, in ronde getallen dus 5400 Geogr. mijlen. Uit de voorgaande getallen volgt dus dat de oppervlakte der Aarde\' ongeveer 0.282.600 D Geogr. mijl is of 510.000.000.000.000 d meters. Ons vaderland is ongeveer 600 a mijlen groot en dus het Vum gedeelte van de oppervlakte des aardbols. Van die verbazende oppervlakte beslaan de zeeën meer dan drie vierde
gedeelte, 383.260.000.000.000 d meter zee en 126.640.000.000.000 o me- ter land. Opmerkelijk is het dat het eene halfrond der Aarde het land bevat, terwijl het andere halfrond bijna geheel door de zee wordt ingenomen. Wanneer men de grootte en de zwaarte der Aarde berekent, ver-
krijgt men getallen, waarover men moeielijk ecnig begrip kan maken, zooverre gaan zij onze verbeelding te boven. Een lichaam, duizend ellen hoog, breed en lang, is een kubiek ki-
|
|||||||
|
1 Om de oppervlakte of den inbond van een kogel te berekenen moet men kennen
de middelljjn of wel de lengte van den omtrek, want middeliyn, omtrek, opper- vlakte en inlioiul staan in bepaalde verhoudingen tot elkander. a) De middeliyn staat tot den omtrek als 1 : 3,1415\'J; wanneer men dus de mitl-
dellnn vermenigvuldigt met 8,14169 verkrijgt men den omtrek. b) De oppervlakte is gelijk aan bet product van de middeliyn met den omtrek, dan
verkrügt men de oppervlakte in vierkanten. o) De inhoud is geiyk aan het produkt van de oppervlakte met een zesde deel van
de middeliyn of een derde van den straal, dan verkrygt men den inhoud uitgedrukt in kuben. |
|||||||
|
122
|
|||||
|
lometer. Welnu de Aarde bevat 1D.695.00O.0OO.O0O zulke kubieke
kilometers. Door verschillende proefnemingen en lange berekiugen, waarover wij
in het derde deel van dit werk nader spreken zullen, is men tot eene bepaling geraakt over de middelbare dichtheid der Aarde. Om- dat de verschillende lagen der Aarde dichter zijn, naarmate zij meer bij liet middelpunt liggen, kan men slechts van middelbare dichtheid spreken. Die dichtheid, of\' met andere woorden, die zwaarte is meer dan ii en een half maal de zwaarte van water (ö.GS). Daaruit de zwaarte der gansche Aarde berekend, komt men tot het
verbazend getal van ongeveer 13 quadrilloenen ponden 13 (KXhOOO fKX).00d 0(X).000 000.<XX>.
De dampkring, welke onze Aarde omringt, tot eene niet met zeker-
heid bekende hoogte, maar die zich zeker verder dan 60 kilom. uitstrekt, drukt met een gewicht op onze Aarde, gelijkstaande met eene laag water van 52 voet. Zulke afmetingen heeft de Planeet, die ons tot woonplaats strekt.
Wat zijn, enkel onder het opzicht van stof, daarmede vergeleken de werken der menschen, waarop men vaak zoo trotsch is. En toch, die verbazende bol is slechts een druppel aan een emmer
in vergelijking met de Zon; een punt verloren in de ruimte, welke door ons Zonnestelsel wordt ingenomen. Wie kan zich een begrip vormen over de diepte der hemelruimte,
wanneer wij later zien zullen, dat zelfs ons gansche zonnestelsel, waar- van onze Aarde een stip is, gelijk is aan een nietig stofje, vergcle- ken met het zichtbare Heelal. Handelende over de zwaarte van den dampkring, bespraken wij een
pont van enkele weetgierigheid. De drukking evenwel, welke dat vloeiend omhulsel uitoefent op ieder deel der aardoppervlakte en op de wezens, die er zich op bewegen, is van meer gewicht, want de dichtheid van den dampkring, de wet waarnaar die dichtheid naar boven toe afneemt, zijn feiten die in innig verband staan met de tem- peratuur der Aarde, maar gelang harcr hoogte in verband met haar klimaat en dus ook met het dierlijk- en plantcnlcven op den omtrek. Er bestaat echter een niet minder nauw verband tusschen het gas-
achtige hulsel, waarin wij ons bevinden, en de wijze waarop de licht- stralen er door heen dringen. |
|||||
|
123
|
|||||||||
|
Een lichtstraal plant zich al golvend in cene rechte lijn voort, tel-
kens wanneer het midden, waardoor hij heen gaa,t, cene in al zijne deelen, gelijke dichtheid hezit. Het voorwerp, waaruit de lichtstraal ons oog treft, is dus daar waar wij het zien, in eene rechte lijn van ons oog. Maar als de lichtstraal, voordat hij ons oog bereikt, een midden
moet doordringen, dat niet overal gelijke dichtheid bezit, dan wordt daardoor de straal uit zijne rechtlijnige richting gebracht, en het voor- werp is dus niet daar, waar wij het zien. Dat verschijnsel heeft plaats in onzen dampkring en wordt straalbreking of refractie van den dampkring of ook wel damp heffing genoemd, omdat de voorwer- pen hooger schijnen te staan. Wanneer in S en D (zie Fig 13) twee sterren staan, dan wordt
|
|||||||||
|
(Flg. IS.) Straalbreking van den dampkring en haar invloed op den
stand der sterren. |
|||||||||
|
de lichtstraal, uit de fijne ether in den dampkring der Aarde komende ,
gebroken en uit zijne richting gebracht, en omdat de dampkring uit lagen bestaat van onderscheidene dichtheid, grijpt er eene voortdu- rende breking in dien straal plaats, voor hij het oog van den waarne- mer in W treft; deze ziet dus de beide sterren niet in S en D, maar in S\' en D\'. Hoe lager aan den horizon hoe grootere breking, in het Zeuith,
alleen in Z bestaat geene refractie. De sterrenkundigen hebben zich alle moeite gegeven om nauwkeurige
refractietafels te berekenen ten einde daardoor den schijnbaren stand in den waren te kunnen veranderen. De tafels door Bessel samengesteld zijn |
|||||||||
|
124
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
de besten. Aan den horizon echter is de straalbreking aan zoovele
onregelmatigheden onderworpen, dat zij niet met juistheid kan bepaald worden. Hieronder voegen wij eene tafel der straalbreking van den horizon tot in het Zenith. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Die straalbreking is van groot belang voor de sterrenkundige waar-
nemingen, omdat men de sterren niet op hunne plaats ziet, en omdat dit verschil van plaats ook niet hetzelfde is voor alle plaatsen, want hoe dikker dampkring hoe meer straalbreking. Daaruit volgt, dat men de Zon en de Maan reeds boven den ho-
rizon ziet, wanneer deze namelijk er zich nog onder bevinden. Door die refractie wordt dus ook de dag verlengd, zoowel des morgens als des avonds, en de lichtstralen verlichten nog den dampkring, wanneer de Zou reeds voor ons oog is ondergegaan, en hierdoor wordt de morgen- en avondschemering voortgebracht. Waarnemingen en berekeningen hebben geleerd, dat, wanneer de
Zon meer dan 18° onder den horizon is gedaald, hare stralen onzen dampkring niet meer treffen, en dat is dereden, waarom in de kortste nachten de schemering niet van den hemel wijkt, omdat de Zon des midderiiachts niet lager dan 18° onder den horizon staat, en hare stra- len dus voortdurend boven onzen horizon den dampkring treffen. Voegen wij hier nog bij dat, dewijl de dampkring, welke ons
omgeeft, de zonnestralen opvangt, breekt en verspreidt, hij daardoor voor ons een lichtend hulsel wordt, dat des daags den sterrenhemel |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
12Ó
|
||||||
|
voor het ongewapende oog verbergt. Zonder dat verspreide licht zou ons
de heinelruimte in plaats van donker blauw, integendeel donker zwart toeschijnen, en op dien somberen grond zouden wij bij vollen dag de sterren zien schitteren. § 2. Aswenteling der Aarde. — Hare gelijkvormigheid en duur. — Verschil tusschen
sterren- en zonnedagen. — Snelheid der omwenteling op verschillende breedte- graden. — Wat er gebeuren zou , wanneer die omwenteling eensklaps ophield. — Bewijzen voor die omwenteling. De Aarde wentelt om hare as in 80164 seconden of 23 ur. 56 min.
4 sec. middelbare tijd. De duur van eene gansebe omwenteling is dus 230 seconden korter dan een middelbare dag van 24 uren, en die ge- heele omwenteling maakt een sterrendag, die den grondslag is van den astronomischen tijd en de regeling van den burgerlijken tijd. Iedereen kent bet verschijnsel der dagelijksche beweging, de schijn-
bare beweging namelijk van den sterrenhemel, waardoor de ware be- weging onzer Aarde om hare as bewezen wordt. Iedereen ziet Zon, Maan en sterren op- en ondergaan, die allen gelijkvormige bogen aan den hemel beschrijven rondom een punt, dat alleen in die bewe- ging niet schijnt te deelen, maar onbeweeglijk blijft op eene be- paalde hoogte boven den horizon, de pool genoemd. Die schijnbare beweging geschiedt zooals wij zien, van het Oosten naar het Wes- ten, en komt voort uit de ware beweging der Aarde van het Wes- ten naar het Oosten. Wat echter minder bekend is, is het verschil dat er bestaat tusschen
een zonnedag en een sterrendag. De sterrendag behoudt gedurende eene lange reeks van eeuwen\' dezelfde lengte, maar de zonnedagen zijn in den loop van een jaar verschillend in lengte. Wanneer wij met behulp van een kijker, die op den meridiaan :
gericht is, het oogenblik waarnemen, dat eene ster die lijn voorbijgaat, |
||||||
|
1 In het derde deel zullen wü zien, dat de duur van de omwentelingder aarde niet
volstrekt onveranderlijk is, maar eeuwen moeten voorbij gaan, opdat die verandering merkbaar is. * Men noemt meridiaan de denkbeeldige ljn, die van eene plaats uit het Noor-
den door het Zenith naar het Zuiden wordt getrokken. Wanneer eene ster die l(jn voorbjjgaat, is zü in het hoogste punt van haren dagboog, die zij aan den hemel be- ■chrtlft. Men noemt dien doorgang door den meridiaan culminatie. |
||||||
|
I2ii
|
|||||
|
dan zal men ontdekken, dat diezelfde ster telkens 8G164 seconden
of 23 ur. 5G min. 4 second. na de eerste waarneming opnieuw dien meridiaan doorgaat, wanneer namelijk het uurwerk, dat wij gebrui- ken, op den middelbaren tijd geregeld is. Richt men echter den kijker op het middelpunt der Zon, dan zal
dat middelpunt niet altijd na hetzelfde tijdsverloop in den kijker terug keeren, maar dan verkrijgt men de volgende uitkomsten: 1". De duur tusschen twee en meer op elkander volgende doorgan-
gen is niet gelijk, zooals wij bij de sterren opmerken; aan dien duur heeft men den naam van zonnedag gegeven, en dus zijn niet alle zonnedagen van hetzelfde jaar even lang. 2U. De Zon komt later door den meridiaan dan eene ster; gemiddeld blijft zij iedereu dag 3 min. :")(} sec. (middclb. tijd) ten achter, met andere woorden, de mid- delbare duur van een zonnedag is 24 uren. Ziedaar feiten, wier oorzaak wij thans moeten nagaan. Omdat de
duur van een sterrendag onveranderd blijft, en dit het geval niet is met een zonnedag, zoo strekt de eerste om den tweeden te regelen, en daarom regelen de sterrenkundigen hunne uurwerken op den sterretijd\'. De oorzaak dier verschijnselen is zeer eenvoudig.
De Aarde heeft twee voorname bewegingen, zooals alle andere
planeten: ééne waardoor zij oin hare as wentelt, en ééne waardoor zij om de Zon loopt. Hare omwenteling is steeds van gelijken duur, want de «as, om welke die wenteling plaats heeft, behoudt immer ge- durende den loop der Aarde om de Zon dezelfde richting. In bctrek- king tot de sterren, wier afstand in zekeren zin oneindig is, schijnt het alsof de Aarde onbeweeglijk blijft, omdat, met betrekking tot den afstand der sterren, de gansche baan, welke de Aarde om de Zon beschrijft, tot in één punt samenkrimpt. Er heeft dus eene ge- hecle omwenteling plaats gehad, wanneer (zie PI. XIX, Fig. 2) eene ster E, die zich in den meridiaan AOIi vertoont, ten tweede maal in dien Meridiaan A\' O\' IJ\' komt, want de omwentelingsas heeft dezelfde richting behouden. Dit noemt men den duur van een sterredag. Een zonnedag echter is, zooals wij zien zullen, langer. Vooron-
1 Een sterrendag verdeelt men even als een zonnedag in 21 uren, ieder uur in 00
minuten en iedere minuut is 00 seconden. Die ongelijkheid der zonnedagen i» de reden, dat men een denkbeeldigen dag genomen heelt. Men vooronderstelt een Zon, die juist na 21 uren door den meridiaan gaat, die Zon noemt men middelbare zon en den dag middelbaren dag. Ken middelbaar uur is dus iets langer dan een sterrenuur. |
|||||
|
H..WT XIX
|
|||||||
|
|)K STKIiKK.MVKIiï.l.D
|
|||||||
|
rio. I l)i\' aarde uil de hemelruimte bezien.
|
|||||||
|
i\'i\'ï \'.\' Verklaring van liet verschd (ussrhen een sterrendajJ on een zonnedajj
|
|||||||
|
127
|
|||||||
|
derstellcn wij eens, dat wij (Plaat XIX, Fig. 2) het oogenblik heb-
ben waargenomen, dat de Zon in S met haar middelpunt den meri- diaan B O A is doorgegaan, terwijl wij om middernacht, dus juist in tegenovergestelde richting der Zon, eene ster in E hebben waargenomen. Wanneer er nu een sterrendag verloopen is, heeft de Aarde zich op hare baan verplaatst van O naar O\', terwijl de meridiaanlijn BOA dezelfde richting heeft behouden BOA\', dan merken wij op, dat de waargenomen ster om middernacht weer juist in den meridiaan B\' O\' A\' in E staat, maar de Zon staat om 12 ure niet in den me- ridiaan, en moet de hoek S O A\' nog maken om daar te komen. \' Het verschil van sterren- en zonnedag vindt dus zijne oorzaak eens- deels in het verschil van afstand van de sterren tot de Aarde, ver- geleken met den afstand tot de Zon, want voor de Sterren is de verplaatsing der Aarde om den afstand nul, en anderdeels in de om- wentelingsbeweging der Aarde om de Zon. De as, welke door de polen der Aarde gaat, behoudt hare onveran-
derlijke * richting naar den heniel; omdat de Aarde zich in het wereld- ruim verplaatst, zou bare as, die steeds evenwijdig met zich zelve blijft, ook een ander punt aan den hemel moeten innemen; maar de sterren zijn op zulk een verbazenden afstand geplaatst, dat de gan- sche middellijn van den aardschen omloop, niet betrekking tot dien afstand, geene breedte heeft, en daarom is het voor ons, alsof de as der Aarde immer naar hetzelfde punt van den hemel is gericht. Omdat de Aarde bolvormig is en met eene gelijke snelheid om eene
denkbeeldige as wentelt, volgt daaruit, dat niet alle deelen der aardsche oppervlakte dezelfde snelheid van beweging hebben. Aan de beide polen is die beweging nul, maar die snelheid neemt toe hoe meer men den aequator nadert, omdat daar de afstand van de omwentclings- as het grootste is. In 24 uren beschrijft een punt op de breedte, waarop wij wonen, een gansehen cirkel, evenzoo als in dien tijd, een punt op den aequator en een punt op IJsland ook een cirkel beschrijft; maar omdat die verschillende aan elkander evenwijdig loopende cirkels niet |
|||||||
|
\' Die hoek is juist gelijk aan den hoek, welke de IHn zou maken, die de middelpunten
der Aarde en der Zon met elkander zou verbinden; die ljjn noemt men devoerstraal of radius vector der Aarde. 5 WH zullen later zien, dat het slechts eene betrekkelijke onveranderlijkheid is,
want de aardpolen verplaatsen zich \'s jaarlijks een weinig, en veroorzaken daardoor het verschijnsel, dat men vooruitgang der ecennachten ol\' praecessie no emt. P
|
|||||||
|
128
|
|||||
|
allen cvenlang zijn, volgt daaruit dat het punt in den cirkel, die het
langste is, en dus op den aequator, de grootste snelheid bezit. Op den aequator wentelt dus een punt van de oppervlakte met eene snelheid van 4(i4 nieters in de seconde. Voor ons is die snelheid ongeveer 300 meters en voor IJsland 200 meters. Bij de gedachte dat wij met zulk eene duizelingwekkende vaart met
de Aarde rondwentelen, komt de vraag hij ons op, hoe het komt dat wij die beweging niet bemerken? en de eenvoudige reden is, omdat de gansche Aarde met den dampkring, waarin wij ons bevinden, in die- zelfde beweging deelt, en wij dus geen onbeweeglijk voorwerp in onze nabijheid hebben, waaraan wij die beweging kunnen waarnemen. Die verbazende snelheid, die toeneemt naarmate wij den aequator naderen, zou oorzaak zijn van de verschrikkelijkste gebeurtenis, welke men kon uitdenken, wanneer namelijk die wenteling der aarde eens plotseling ophield. Zulk eene gebeurtenis was de ondergang van alle bewerk- tuigde wezens op aarde, die door zulk een schok verbrijzeld en ver- teerd zouden worden; want llehnholtz heeft berekend, dat als de om- wentel ingskracht der aarde door een plotselingen stilstand in warmte overging, er eene hitte ontwikkeld zou worden, voldoende omlöbol- len kool, zoo groot als onze Aarde, te verteeren. Die berekening doet ons de verbazende bewegingskracht der Aarde kennen, alleen uit hare omwenteling voortkomende. Die wenteling der Aarde om hare as werd door de ouderen wel
gegist, maar eerst door Copernicus in 1543 wetenschappelijk bewezen. In zijn onsterfelijk werk: De revolut\'wnibus orhium coelestium legde de Kanunnik van Frauenburg het ware stelsel der wereld neer, gegrond op den bctrekkelijken stilstand der Zon, en op de beide wentelende en voortgaande bewegingen der Aarde, die eene plaats onder de planeten werd aangewezen. Het Kopeniikschc stelsel maakte veel opzien, en werd evenals alles,
wat nieuw is, niet aanstonds erkend en aangenomen. Tegenwoordig gelooft niemand meer aan den stilstand der Aarde, en de bewijzen voor die wenteling zijn zoo talrijk en doorslaande, dat wij er hier slechts eene korte optelling van geven. Wij kunnen ze splitsen in indirecte en in meer directe bewijzen.
Indirecte bewijzen:
1. De overeenkomst met alle andere hemellichamen. Wij hebben
reeds gezien, dat de Zon, Mercurius en Venus eene omwentelingsbewe- |
|||||
|
129
|
|||||
|
ging bezitten, en weldra zullen wij vernemen, dat evenzoo de Maan,
Mars, Jupiter en Saturnus om hunne assen wentelen. Hoe onwaar- schijnlijk dat alleen de Aarde eene uitzondering zou maken. 2. De groote onwaarschijnlijkheid, zoo niet onmogelijkheid, dat Zon,
planeten en vaste sterren in 24 uren den cirkel rondom onze Aarde zouden maken, en dat zou plaats moeten hebben, wanneer de Aarde stil stond. Dit zou in de sterren eene snelheid vooronderstellen, die ongerijmd zou worden. De Maan zou in die vooronderstelling iedere se- conde 23.000 meters doorloopen, Jupiter 4.600.000, Saturnns 88.000.000, de Zon 9.2<>0.(XJO meters in iedere seconde. De dichtstbijzijnde vaste ster zou in eene seconde 2.200.000.000.000 nieters moeten doorloopen, en de kleine teleskopischc sterren zouden in iedere seconde nog 160.000 maal zooveel nieters doorloopen als de dichtstbijzijnde vaste ster. En welken weg moesten de nevelsterrcn dan wel afleggen ? Dit zou in het ongerijmde komen. 3. Wanneer de Aarde stil stond, moest in haar de kracht aan-
wezig zijn om al de hemellichamen in ondenkbare verte in hunne banen te doen omloopen. Zulks is echter onmogelijk, daar een lichaam, om de kracht te hebben anderen om zich te doen loopen, zwaarder zijn moet dan al de anderen te zamen, anders wordt het door dezen aangetrokken en met hen voortgesliugerd. Directe bewijzen:
1. Ieder lichaam maakt niet de Aarde tegelijk eene wentelende be-
wcging van het Westen naar het Oosten. Hoe hooger dat lichaam geplaatst is hoe sterker beweging naar het Oosten het ondervindt, omdat de cirkel, welke het doorloopen moet, grooter is dan wan- neer het op de oppervlakte van de Aarde was geplaatst. Om die sterkere beweging moet dus een lichaam, dat van eene aanzienlijke hoogte op de Aarde valt, niet loodrecht maar iets meer naar het Oosten vallen; gebeurt dit, dan is het een bewijs, dat de Aarde van het Westen naar het Oosten wentelt. lJcnzenberg in Hamburg was de eerste, die er de proef van nam, en een tal van waarnemingen hebben de wenteling der Aarde bewezen; daardoor werd tevens eene nioeielijk- heid uit den weg geruimd, welke Ptolomeus en Tycho Brahé tegen de wenteling der Aarde opperden. Als de Aarde wentelt, meenden zij, dan moest een in de hoogte geworpen steen westwaarts neer- vallen, en wel aan den aequator 4C>4 meters, omdat de Aarde in ééne seconde zoo veel oniweutelt, en omdat dit niet zoo is, maakten 9*
|
|||||
|
130
|
|||||
|
zij liet besluit, dat de Aarde niet orawentelde. Maar zij dachten niet,
dat de opgeworpen steen in de wentelende beweging der Aarde deelt, en verbonden niet de aantrekkingskracht der Aarde, daardoor cene diagonaal-beweging verkrijgt. 2. De afplatting aan de polen is evenzoo een direct bewijs voor
de wenteling der Aarde, want die afplatting kan alleen ontstaan door eeDC snellere beweging aan den aequator. Daaruit berekende Newton, die door de graadmeting die afplatting nog niet kende, op eenejuiste wijze, dat de Aarde afgeplat zijn moest aan de polen. 3. De slingerbeweging, welke men gebruikt om de afplatting aan
de polen te meten, toont, zooals wij vroeger zagen, eene verminde- ring aan de polen: omdat men dichter bij het middelpunt is, is de aantrekkingskracht sterker en de slingeringen worden sneller. Naarmate men mi den aequator nadert, wordt de aantrekkingskracht der Aarde minder dan aan de polen en dus de slingeringen langzamer; maar die vermindering van aantrekkingskracht staat niet in verhouding met de afplatting, die slechts Vwo bedraagt. Er moet dus eene andere kracht zijn, die aan den aequator invloed heeft op die verminderde aantrek - king, en deze kan niet anders zijn dan de omwenteling, die op den aequator veel grooteren sneller is dan aan de polen, en daardoor op den aequator veel meer de aantrekkingskracht der Aarde tegenwerkt dan aan de polen. Men heeft die invloed der omwenteling op de zwaartekracht berekend op Va». 4. Het duidelijkst wordt de wenteling der Aarde bewezen uit de
slingerproeven, welke Foucault het eerste bezigde. Wanneer een lange slinger in beweging wordt gebracht, dan moest, in de vooronderstelling dat de Aarde stil stond, de slinger in cene onveranderde richting zijne beweging blijven voortzetten. De waarneming echter leert, dat de slinger van richting verandert en wel van het Oosten naar het Westen afwijkt, met betrekking tot de Aarde, maar niet met betrekking tot eene vaste ster buiten de Aarde, hetwelk dus een tastbaar bewijs oplevert, dat de Aarde onder den slinger van het Westen naar het Oosten wentelt. 5. Ook de passaatwinden, die in onveranderde richting van het Noord-
Oosten en van het Zuid-Oosten naar den aequator stroomen, zijn een direct bewijs voor de omwenteling der Aarde. De passaatwinden vinden hunnen oorsprong hierin. Onder den evenaar wordt de lucht aanhou- dend en sterk verhit door de zonnestralen, daardoor wordt zij lichter en stijgt dus naar boven, nu stroomt de koude lucht van de beide |
|||||
|
131
|
|||||
|
polen naar den evenaar, oin de plaats in te nemen der dunnere en zoo
zeer verhitte lucht. Wanneer nu de Aarde stilstond, zou die lucht- stroom plaats hebben recht uit het Noorden en uit het Zuiden naar den aequator, maar omdat de verschillende luchtlagen, naarmate van hun- nen afstand van den aequator, minder snelle beweging hebben dan de lucht op den aequator, zal bij eenc verplaatsing dier koudere lucht die beweging ook langzamer zijn; die stroom moet dus om de wentelende beweging der Aarde achter blijven en zal dus met betrekking tot den evenaar, in het noordelijk halfrond eene Noord-Oostelijke en in het zuidelijk halfrond eene Zuid-Oostelijke richting aannemen. Uit die omwenteling der Aarde volgt ook noodzakelijk de omloop;
beide bewegingen zijn zoo nauw met elkander verbonden, dat de eene zonder de andere niet bestaan kan. Verbeelden wij ons eens, dat de Aarde niet om hare as wentelde, dan zou er noodzakelijk uit volgen, dat ieder van hare declen een halfjaar lang dag en een halfjaar lang nacht moest hebben; het punt waar de dag aanbrak zou de grootste koude hebben, omdat het een halfjaar de verwarming der Zon had gemist, maar omdat koude doet inkrimpen en meerdere zwaarte geeft, zou de nachtzijde der aarde veel zwaarder zijn dan de dagzijde, die door de warmte uitgezet dus lichter zou wezen, er zou dus overwicht be- staan aan de eene zijde, en daaruit volgt noodwendig eene draaing. Eene andere reden voor de omwenteling volgt hieruit: het punt, dat het dichtste bij de Zon is, alzoo op den aequator, wordt het meest door de Zon aangetrokken en dus meer dan de andere doelen tegengehouden, ook daaruit moet de omwenteling ontstaan, \'t Is dezelfde reden waarom een kegclhal en een kanonskogel in hunne vaart omwentelen, omdat de on- derste deelen tegengehouden worden of door den grond, waarop hij rolt, of door de aantrekkingskracht der Aarde. Hierdoor begrijpen wij tevens, waarom de grootc planeten snellere omwenteling bezitten dan de kleinere. § Wenteling der Aarde om de Zon. — Elementen dier loopbaan. — Snelheid der
verplaatsing. — Schijnbare jaarlijksche beweging der Zon langs het hemelgewelf, uitlegging. — De middelbare dag en middelbare sterrentijd. — Tropisch jaar. — Jaargetijden, verschil in lengte. — Verschil in duur van dag en nacht, volgens de breedte en de verschillende tijdperken des jaars. — Verschillende streken en klimaten. — Bestendigheid der (dementen van de aardsche loopbaan. — Bewijzen voor de loopbaan der Aarde om de Zon. De loopbaan, welke de Aarde in een jaar om de Zon beschrijft, is
een langwerpig rond vlak, dat wil zeggen, dat die baan in een vlak |
|||||
|
132
|
|||||
|
ligt, dat door het middelpunt dier beide hemellichamen gaat; dat
vlak van hare loophaan noemt men den ecliptica. Evenals alle planetenbanen, is de aardsche loopbaan eene ellips,
wier eene brandpunt door de Zon wordt ingenomen, en wier afinetin- gen door de volgende getallen worden uitgedrukt. Afstand in het Perihel.....0.98323.
Halve gr. as of midd. afst.. . . 1.00000.
Afstand in het Aphel......1.01077.
De exentr. der loopb......0.01677.
Dit zijn de onderlinge betrekkelijke afmetingen, die den vorm der
loopbaan aanwijzen, en dus aantoonen in welke afstanden de Aarde zich van de Zon bevindt; diezelfde afmetingen uitgedrukt in aardstra- lcn of in kilometers zijn de volgenden: Aardstralen. Kilometers. Mill. G. M.
Afstand in liet perih. . . 23(554 of 150.584310 20.33 Halve groote as.....240(52 „ 153.11)1574 20.68
Afstand in het aphel. . 244(57 ,. 155.769210 21.03
Het verschil van afstand in het perihel. of het aphel. bedraagt dus 5.184900 kil. of 814 aardstralen. De ganselie loopbaan der Aarde heeft eene lengte van ongeveer 930
millioen kilometers, welke onze Aarde doorloopt in 365 dagen, 6 uren, 9 min., lOVs seconde. Dagelijks doorloopt zij dus gemiddeld 2.544200 kilom., dat is 106020
kibn. in het uur en 29.450 meters iedere seconde; eene snelheid, die bijna 60 maal die van een kanonskogel overtreft, want deze vliegt in de eerste seconde slechts 500 meters ver. Die snelheid is echter veranderlijk, zij neemt af naarmate de Aarde
zich verder van de Zon verwijdert, neemt daarentegen toe naarmate zij in haar perihelium komt; zoo is hare snelheid, wanneer zij het verst van de Zon en dus in haar aphelium is 28.960 meters iedere seconde, en in haar perihelium 30.000 meters. Terwijl dus de Aarde eenmaal om hare as wentelt, doorloopt zij te-
gelijk een afstand 200 maal zoo lang als hare middellijn is. Een punt op den aequator doorloopt, zooals wij vroeger zagen, in
de wenteling der Aarde 4(54 meters iedere seconde, maar in diezelfde
seconde vliegt de aarde op hare baan voort met eene snelheid, die (53
maal grooter is, want zij legt in datzelfde oogenblik 29.650 meters af.
Wanneer men zich nu verbeeldt én de afmetingen én de verbazende
|
|||||
|
133
|
|||||
|
massa der Aarde, dan gaat zulk eene wondcrvolle snelheid verre boven
het menschelijk begrip. Twee natuurkundigen Helmholtz en Mager hebben eene berekening gemaakt, die ons verstand ter hulpe komt bij de gedachte aan zulk eene snelheid. Zij hebben de warmtekracht be- rekend, die er ontwikkeld zou worden, wanneer de aarde plotseling op hare baan stilstond, hetgeen gelijk zoude staan met een verschrik- kclijken schok, en dan bevinden zij dat de hitte, die dan ontstaan zou, niet alleen genoegzaam zoude wezen om den ganschen aardbodem te doen smelten, maar dat het grootste gedeelte eensklaps in damp en gas zou overgaan. De omwentelingsbeweging blijft zich steeds gelijk, maar omdat de
snelheid van den omloop, zooals wij boven reeds aanmerkten, ver- anderlijk is, volgt daaruit, dat alle zonncdagen niet even lang zijn, dat wil zeggen, dat de tijd, die er verloopt tusschen twee op elkan- der volgende meridiaan-doorgangen der Zon, verschillend is volgens de plaats, welke de Aarde op hare baan inneemt, want dan eens doorloopt de Aarde grooter boog van hare baan dan de middelbare, dan eens kleiner boog. Wanneer wij ons dus in het burgerlijk leven naar de zon regelden,
zou de eene dag langer de andere korter zijn, en daarom heeft men zijne toevlucht genomen tot eene denkbeeldige zon, die juist in 24 uren den meridiaan doorgaat; daarnaar wordt nu de tijd berekend, dien wij middelbaren tijd noemen. Om dus den middelbaren tijd te vinden op het oogenblik, dat de ware zon den meridiaan doorgaat, is het soms noodig er eenige minuten bij of af te doen; dit noemt men tijdsver- effening of tijdsgclijking lijdsaequalie. Op vier verschillende tijdstip- pen is de ware tijd met den middelbaren tijd overeenstemmend; namelijk den 15 April, den 1(5 Juni, den 2 September en den 21 Deccm- ber. Om dit duidelijk te maken geven wij hieronder eene tafel wan- neer en hoeveel wij bij of van den waren tijd, (d. i. wanneer de zon door den meridiaan gaat) moeten bij of afdoen om den middelbaren tijd te vinden. |
|||||
|
134
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Wanneer wij nu de ware baan der Aarde, welke zij om de Zon
aflegt, kennen, moeten wij ook een blik werpen op de sebijnbare baan, zooals die zich aan ons oog vertoont. Wanneer onze Aarde in cene ronde gesloten baan om de Zon loopt, die met betrekking tot die baan onbeweeglijk is, dan zal, naarmate de Aarde in de eene richting op hare baan voortgaat, het schijnen alsof de Zon juist in eene tegenovergestelde richting zich beweegt; die richting schijnt echter alleen tegenovergesteld te zijruaan de richting der Aarde, wanneer men den eenvoudigen boog beschouwt, welke zij doorloopt; maar beschouwt men zooals in Fig. 14 de gansche loopbaan, dan ziet men, dat de richting van beiden dezelfde is, zoodat de schijnbare beweging der Zon, die de oorzaak is van zijn achterblijven bij den meridiaan- overgang, van het Westen naar het Oosten evenzoo is als de ware richting der Aarde. Daaruit volgt, omdat de Zon achterblijft, dat |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
135
|
|||||||||||
|
zij zich aan den hemel schijnt te verplaatsen en eiken dag in eene
rechte lijn met verschillende sterren staat1; gedurende den dag is die verplaatsing niet merkbaar, tenzij men eene nauwkeurige waarneming doet van den stand der Zon; maar als men bedenkt, dat met die verplaatsing van den hemel gedurende den dag ook diezelfde ver- plaatsing des nachts overeenkomt, dan begrijpt men dat de sterren- beelden gedurende den loop van een jaar voor ons een anderen stand |
|||||||||||
|
$(%?&■-■"%??& ^sJ^Zs*
|
|||||||||||
|
»,J* de Zon _,.,\'
|
|||||||||||
|
Fig. 14. Ware loopbaan der Aarde en schijnbare loopbaan der Zon.
moeten innemen. Aan die verplaatsing der Aarde op hare baan is het
te danken, dat de sterrenhemel achtereenvolgens langs den horizon van eene bepaalde plaats trekt; zoo niet in zijn geheel, dan toch voor |
|||||||||||
|
\' De schijnbare weg, welke de Zon in een jaar om den ganschen sterrenhemel
maakt, noemt men zodiak of dierenriem, omdat de Zon achtereenvolgens 12verschil- lende sterrenbeelden doorloopt, ieder van 30 graden. Zjj zjju de volgende: Y Aries, de Ram.
W Taurus. de Stier. II Geraini, de Tweelingen.
25 Cancer, de Kreeft. 8 Leo , de Leeuw.
lip Virgo, de Maagd.
£: Libra, do Weegschaal.
III Scorpius, de Scorpioen.
V Sagittarius, de Schutter.
K? Capricornus, de Steenbok. ££ Aquarius, de Waterman. & Pisces, de Visschen. |
|||||||||||
|
136
|
|||||
|
dat gedeelte, dat wegens de dagelijksche beweging, in staat is zich
boven den horizon te verheffen. De duur van een jaar is 365 dagen, 6 uren, 9 min. en 10\'/3 se-
conde, namelijk middelbare dagen van 24 uren. Hoevele wentelingen doet nu onze Aarde gedurende dien tijd om hare as? Of met andere woorden, wanneer het getal zonnedagen in een jaar ongeveer 3C5\'/4 is, hoe groot is dan het. getal sterrendagen, die, zooals wij gezien hebben, ongeveer 4 minuten korter zijn? Uit de verplaatsing der Aarde nu, in verband niet hare dagelijksche wenteling volgt noodzakelijk, dat het getal sterrendagen juist 1 meer is en dus 366\'A. Datzelfde feit vinden wij terug bij alle planeten, hoe groot ook
bet getal omwentelingen is, dat zij maken gedurende hun loop om de Zon, en hoe langer ook hunne zonne- of sterrendagen duren; want, zooals wij vroeger zagen, Fig. 2, PI. XIX, blijft de Zon, wanneer zij tegelijk met eene ster door den meridiaan gaat, in één dag 3 min. 56 seeond. ten achter, wanneer die ster de tweede maal den meridi- aan doorgaat; in eene week blijft zij reeds 27 min. 32 sec. ten ach- tcr, en dus in een geheel jaar juist 24 uren; zoodat de Zon na een jaar weer tegelijk met de eerst waargenomene ster door den meridiaan gaat, en daaruit volgt dus, dat de Zon 3(55 maal door den meridiaan gaat, maar de sterren 36(5 maal. De juiste duur van een sterrenjaar is, zooals wij reeds zagen, 365
d. 6 n. i) m. 10,68 s. Die duur is echter niet te verwarren met de duur van een tropisch jaar, waarnaar men in het burgerlijke levenden tijd regelt. Zie hier de reden van dat verschil. Het is van groot be- lang om met juistheid het tijdstip te bepalen, wanneer de Aarde ge- durende haren loop om de Zon zekere punten bereikt, die punten noemt men cauinoxn en solstitiën, dat is evenachts en zonnestandspunten, en zijn daarom van groot belang, omdat van die punten de lengte- ïneting der sterren wordt bepaald, terwijl het tevens de tijdstippen zijn, waarnaar de verschillende jaargetijden worden berekend. Het terugkeeren van onze planeet bijv. tot het evenachtspnnt van de lente dient om het tropisch jaar te bepalen. Gedurende 2000 jaar weet men echter door zekere waarnemingen, dat de terugkeer van zulk een punt telkens iets vroeger is\', zoodat het tropisch jaar iets korter is dan het sterrenjaar. Uit zeer vele waarnemingen heeft men den duur ■ Dat verschijnsel wordt genoemd de precessie der equinoxen of den vooruitgang der
nachteveningen. In het derde deel zullen w(j de oorzaken van dit verschijnsel uitleggen. |
|||||
|
LLl
o
CC
<
< cc
UJ
a
|
|||||
|
< ?
< ï,
O
O r
|
|||||
|
137
|
||||||
|
van een tropisch jaar bepaald op 365,2422166 <L, d. i. 365 d. 5u. 48
min. 47,11 sec., het levert dus met het sterrenjaar een verschil op
van 29 23", 11. Nog moeten wij hier opmerken over de beweging der Aarde op
hare loopbaan, dat de groote as of de apsidiënlijn van hare baan gcenc onveranderlijke richting behoudt, zoodat het perihelium bijv. zich elk jaar iets verplaatst. Beschouwen wij echter andere verschijnselen, die voor ons aardbewo-
ners van grooter belang zijn, en die ook door de dubbele beweging der Aarde veroorzaakt worden. Dagelijks zien wij de Zon tot op verschillende hoogten boven den
horizon rijzen, en de punten waar de Zon op- of ondergaat verandc- ren dagelijks; in den zomer zien wij haar opkomen in het Xoord-Oos- ten en in den winter in het Zuid-Oosten; even zulk een verschil nc- nien wij waar bij haren ondergang. In het middaguur klimt de Zon min of meer hoog, en naarmate zij langer boven den horizon verwijlt, wordt daardoor de ongelijke lengte van dag en nacht veroorzaakt; daardoor is zij ook de oorzaak van de verschillende temperatuur en de klimaten, de oorzaak der verschillende jaargetijden. Dit alles ver- andert niet alleen, naarmate men zich in het noordelijk of zuidelijk halfrond bevindt, maar zelfs volgens de breedte, dat is de afstand van den evenaar in hetzelfde halfrond der Aarde. Dit is ook de reden der verschillende zonen of luchtstrekcn: de
koude of bevrozene luchtstrekcn, met hunne lange dagen en lange nachten, de gematigde luchtstrekcn, de verzengde luchtstrekcn of de streken onder den evenaar, die elk jaar tweemaal zomer en tweemaal winter hebben, en waar nacht en dag immer even lang is. De voornaamste reden van dit alles is de l)eweging onzer Aarde
op hare baan, ééne omstandigheid is daarop echter van grooten invloed, welke wij goed hegrijpen moeten. Wanneer wij PI. XX beschouwen, waar de stand van onze Aarde
op de verschillende punten van hare baan is afgebeeld, dan bemerken wij, dat de as van onze Aarde niet loodrecht op het vlak van hare loopbaan staat, ook niet in het vlak van die baan ligt, maar dat die as eenc schuinsehe richting heeft en met het vlak van hare loopbaan een hoek maakt van 66° 32\' 44" \'. |
||||||
|
1 Wanneer de as der aarde CC"32\'44" op de baan der Aarde lielt, dan is het vlak
|
||||||
|
138
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De helling blijft gedurende bet jaar onveranderd, of verandert ten
minste zeer weinig. Die as blijft overigens, gedurende den loop der Aarde om de Zon, immer dezelfde richting behouden, en blijft dus evenwijdig met zich zelve, en immer naar hetzelfde punt van den hemel gericht. Dewijl de as, dezelfde richting behoudt, is het duide- lijk, dat het vlak van den evenaar ook in die richting blijft, en daaruit volgt, dat tweemaal in het jaar de Zon juist in het vlak van den evenaar is. Die beide punten, die in de baan, welke de aarde om de zon maakt, recht tegenover elkander liggen, worden Even nachten of Equinoxen genoemd. Het overige van het jaar is de Zon dan eens ten Noorden dan eens
ten Zuiden van het vlak van den evenaar, en verwijdert zich er van, naarmate de Aarde op hare baan zich verder van die evenachtspunten heeft verwijderd; tweemaal in het jaar bereikt de Aarde op hare baan nu een punt, waarop de Zon het verst verwijderd is van het vlak van den evenaar en die punten worden genoemd solstitiën of zonnestanden. Eer Avij de gevolgen nagaan van die verschillende standen, welke
de aarde inneemt, zullen wij eerst de orde en de data\'s van die tijdpunten aangeven. Het juiste tijdstip van die vier verschillende standen verschilt van
jaar tot jaar een weinig, zooals men zien kan uit het onderstaande: |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
In 1871 begint:
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
In 1870 begint:
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Ml.
38.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
U lil-
7 50.
4 15. 6 27. 0 31. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Lente
Zomer Herfst Winter |
21 Maart \'smorg. 1
21 Juni \'s avonds 10
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Lente
Zomer
Herfst
|
20 Maart \'s avonds
21 Juni „
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
23 Sept
|
0 14.
G 17. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
23 Sept. \'s morg.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
22 Dcc.
|
\'smorg.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Winter 22 Dec. „
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
In 1872:
|
In 1873:
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
20 Maart \'s avonds
21 Juni \'smorg.
|
1 10.
O 43. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Lente
Zomer Herfst 2Winter
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Lente 20 Maart \'s m<
|
7. 15.
3 50. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Zomer 21 Juni ,
Herfst 22 Sept. \'s avonds (> 11
Winter 21 Dcc. „ O 11 |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
s avonds 11 43.
5 50.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Wanneer de Aarde in cene van hare evennachtspunten is, snijdt
het vlak van den aequator der Aarde, juist het middelpunt der Zon, en beschijnt de Zon juist de eene helft der Aarde, zoodat de schei- ding van licht en duisternis en dus van nacht en dag cene meridiaan- |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
van haren evenaar 23°27\'10" op die baan of op den ecliptica hellende. Dien hoek nu
noemt men de helling op den ecliptica. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
130
|
|||||
|
lijn op aarde maakt. Zie PI. XXI, Fig. 1. Uit dien stand volgt dus,
dat overal op Aarde dag en nacht evenlang zijn, juist de helft van eene omwenteling; die stand wordt door de Aarde ingenomen den 20 Maart en den 23 September, die ook genoemd worden : het lente- en het herfst-evennachtspunt. Nadat de Zon het voorjaars- of lente-evennachtspunt heeft bereikt,
waarop zij in hetzelfde vlak van den evenaar der Aarde staat, ver- wijdert de Zon zieh nu van dat vlak; want omdat de as der Aarde steeds in dezelfde richting blijft en de Aarde op hare baan voortgaat, wendt daardoor de Noordpool zich meer naar de Zon en de Zuid- pool verwijdert er zieh van; daardoor wordt dag en nacht ongelijk, en die ongelijkheid is het grootste, wanneer de Aarde op het punt harer baan is gekomen, dat men noemt zomersolstitie (vergelijk Plaat XXI, Fig 2); dan is de afscheidingslijn tusschen licht en duisternis het verste van de pool verwijderd; die stand der Aarde is op den 21 Juni, en daaruit volgt, dat tot op dien stand de nachten in het noor- delijk halfrond korter en de dagen langer worden, en wel korter en of langer naarmate men meer van den aequator verwijderd is. In het zuidelijk halfrond is echter alles tegenovergesteld. PI. XXI, Fig. 2 overtuigt er ons gemakkelijk van. Den 21 Juni, in het zomersolstitie, was dus de stand der Aarde
zoodanig, dat zij het meest hare noordpool naar de Zon richtte; maar van af den 21 Juni begint zij er zich weder van te verwijderen, zoo- dat zij den 22 September weer in den stand is, als PI. XXI, Fig. 1 aangeeft en de Zon weer in bet vlak van haren aequator staat; dat is het herfst-evennachtspunt. Van af den 22 Sept. begint de Aarde hare as van de Zon af te wenden en de nachten worden dus langer dan de dagen, zoodat op den 21 Dce. de Noordpool het verst van de Zon is afgewend, en daardoor dus de langste nacht en de kortste dag voor het noordelijk halfrond ontstaat. Een enkele blik op PL XXI, Fig, 2 overtuigt ons nu, dat de Noord-
pool dus juist gedurende <> maanden dag heelt, en in den winter, namelijk van den 22 Sept. af, (> maanden in de duisternis van den nacht gehuld is; gaat de Zon voor de noordpool onder, dan rijst zij voor de zuid- pool boven de kim en straalt er onafgebroken G maanden. In het zomersolstitie staat de Zon 23° 27\' boven den horizon van den pool. In het noordelijk en zuidelijk halfrond is echter niet juist de ver-
houding van lange en korte dagen dezelfde, omdat in den winter, |
|||||
|
]>K STKKKKXWKKKU).
|
I\'LAAT XXI.
|
||||||||||
|
St,unl t\\*\'V tv.ir«lc uit Ki\'l til
\'\'.\'lijlclirhl Viin i!a,»> en riuclif n\\ <»i |
|||||||||||
|
I\' ,,rl\' •Muinnx,\'n
oaitsclw ;».u-(lr |
|||||||||||
|
i :\\n»! dor narde i>|> lu-l npNl i|i dei-
OllMf IllkluMll WM1 ll.\\<» :"ll ll.u\'lll
|
|||||||||||
|
140
|
||||||||
|
wanneer de noordpool van de Zon is afgewend, het perihelium valt,
waarop de Aarde het snelst op hare haan voortgaat, en in den zo- nier, wanneer wij de langste dagen hebben, volgens den zonnestand, juist het aphelium invalt, waarop de aarde het traagst op hare baan voortgaat; om die beide vereenigde oorzaken zijn de dagen op het noordelijk halfrond betrekkelijk langer dan de dagen op het zuidelijk halfrond, zoodat de Noordpool 18b" dagen bestendigen zonneschijn heeft, de Zuidpool daarentegen slechts 179. |
||||||||
|
Fig. 15. Loopbaan der Aarde en ongelijkheid der jaargetijden.
|
||||||||
|
De langste dag voor de breedte, waar wij wonen, is 16 uren en
34 minuten en de kortste dag op onze breedte 7 uren, 45 minuten. Nog een woord over het verschil in duur der vier onderscheidene
jaargetijden. De loopbaan der Aarde om de Zon is, zooals wij weten, eene ellips
en geen cirkel, terwijl de Zon niet het middelpunt inneemt, maar een der twee brandpunten. De groote as van den ecliptica (zoo noemt men de baan, welke de Aarde
om de Zon maakt) valt ook niet juist te zamen niet de solstitiën. In |
||||||||
|
141
|
|||||
|
onderstaande Fig. 15 isdit verschil, tot meer duidelijkheid, overdreven.
Men ziet aanstonds, dat de wintertijd de kortste en de zomerde lang- ste der vier jaargetijden zijn moet. Dat zou reeds waar moeten zijn, wanneer de Aarde niet eene ge-
lijke snelheid overal op hare baan voortging; die ongelijkheid wordt echter nog vermeerderd, omdat, zooals wij reeds opmerkten, iedere planeet zich met grootere snelheid beweegt, naarmate zij dichter de Zon nadert. Het perihelium der Aarde nu valt op den 1 Jan. en het aphelium den 1 Juli. Op den eersten Jan. en in den wintertijd is dus de beweging der Aarde veel sneller dan in den zomertijd omstreeks Juli, en daarom is de wintertijd korter dan de zomertijd. De duur der verschillende jaargetijden is als volgt: Lente . . . 92.9 Herfst. . . 89.7.
Zomer . . . 93. G Winter . . 89.3.
Zooals wij bladz. 127 reeds opmerkten, verplaatst zich elk jaar de
groote as der aardsche loopbaan, en dus ook het periheliuiu. Na 47 eeuwen zal het perihelium, met de lente-equinoxe te zanien vallen; dan zullen de lente en de zomer denzeltden duur hebben als de winter en de herfst, dan zal de winter juist zoo lang zijn als de lente en de zomer zoo lang als de herfst. In het perihelium is de Zon het dichtst bij de Aarde (20,330,000
Geog. mijl.), eenige dagen na het wintersolstitiuni, ongeveer den 1 Jan., en in het aphelium, den 1 Juli, is de Zon het verst van de Aarde (21,030,000 Geog. mijl.). In den winter dus zijn wij 700,000 Geog. mijl. dichter bij de Zon dan in den zomertijd. Daar blijkt reeds uit, dat de warmte op Aarde of de temperatuur niet alleen haren oor- sprong vindt in den waren afstand tot de Zon; maar het verschil van temperatuur op Aarde vindt vooral zijn oorzaak, eerstens in de helling onzer Aarde op den ecliptica, of, met andere woorden, in de helling, welke de as onzer Aarde met hare loopbaan heeft, en anderdeels in het verschil van duur van de onderscheidene jaargetijden. Gedurende de lente en den zomer straalt de Zon in ons noordelijk halfrond veel langer boven den horizon, dan in den herfst en den winter; hoe dichter de Aarde bij het zoinersolstitiuni komt, des te langer worden de da- gen. Dat is reeds eene reden, waarom in den zomer de temperatuur veel hooger is dan in den winter. Eene andere niet minder machtige oorzaak, is de schijnbare hoogte,
welke de Zon boven den horizon bereikt. Van het lente-evennachts- |
|||||
|
142
|
|||||
|
punt, beschrijft de Zon steeds grooter dagboog aan den hemel tot aan
het zomer-solstitium, om weer af te nemen tot aan den herfst-equinox, maar van af dat punt, worden de dagbogen, welke de Zon aan den hemel beschrijft, kleiner en kleiner tot aan het wintersolstitie en daarna nemen zij weer toe tot aan het evennachtspunt. De stralen, welke de Zon op het noordelijk halfrond afzendt, vallen
in den winter veel schuiner op aarde dan in den zomer, en de warm- tekracht is grooter naarmate de richting der stralen minder schuin is, want dan moeten die stralen veel minder lagen van den dampkring doordringen, dan wanneer zij schuin dien dampkring moeten doorgaan. En zelfs afgescheiden van den dampkring, is die schuinsche rich-
ting der zonnestralen reeds de oorzaak, dat eene zelfde uitgestrekt- hcid op Aarde zooveel minder warmte ontvangt als de Zon minder hoogte in den meridiaan bereikt, en de oorzaak van die mindere hoogte, hebben wij gezien, is gelegen in de helling van de as der Aarde op den ecliptica. Datzelfde geldt ook voor het zuidelijk halfrond, dat zijn winter heeft,
wanneer het noordelijk in den zomertijd is, en omdat de zon in den zomer daar op korter afstand is, is de warmtekracht er sterker, even- als de koude in den wintertijd er grooter is, omdat de zon op groo- teren afstand straalt, en ook omdat door den korteren zomer dat halfrond niet zoo lang verwarmd is, als het noordelijk halfrond. Die ongelijk- heden echter wegen tegen elkander op, zoodat de middelbare tem- peratuur in den loop van een jaar dezelfde is ten Noorden en ten Zuiden van den evenaar. Wij spreken hier alleen van zuiver astonomischen invloed en niet
over de talrijke oorzaken, die voor de verschillende plaatsen zulk een grooten invloed hebben op het klimaat. Het is daarom gemakkelijk te begrijpen, waarom de grootste hitte of koude niet vallen op het zomer- of wintersolstitie, maar eenigen tijd daarna. Van den 20 Juniafont- vangt de Aarde, die reeds verwarmd is door de dagen der lente van de Zon veel meer warmte dan zij \'s nachts verliest, en daardoor stijgt immer de temperatuur. Maar van den 21 Dec. af wordt de Aarde, die door de lange herfstnachten reeds afgekoeld is, steeds kouder, omdat zij in de lange nachten veel meer warmte verliest, dan zij in hare korte dagen ontvangt. De jaargetijden zijn voor alle punten van een halfrond der Aarde
zeer verschillend. Van den aeqnator af naar de polen gaande zou men |
|||||
|
143
|
|||||
|
onmerkbaar van de grootste hitte tot de vinnigste koude geraken;
echter onderscheidt men op Aarde toch vijf verschillende gordels, zonen of luchtstreken genoemd, die elkander in de navolgende orde opvolgen. De verzengde Inchtstreek, ten Noorden en Zuiden van den
aequator gelegen. Zij omvat die landen , waar de Zon tweemaal in het jaar het Zenith bereikt. Zij wordt begrensd door de tropen of keerkringen, de denkbeeldige cirkels, welke evenwijdig aan den aequator over die pun- ten getrokken worden, waar de Zon in haar solstitie is, en dus weer naar het vlak van den aequator terugkeert. Die streek strekt zich 23 Vs graad aan weerszijden van den aequator uit, en heeft dus eene breedte van 47 graden. De beide gematigde luchtstreken, die zich in het noordelijk en
zuidelijk halfrond uitstrekken van de tropen of keerkringen totaan den poolcirkel op G6Va graad. Zij bevattten al die landen, waar de Zon nooit in het Zenith straalt, maar waar zij ook nooit geheel verdwijnt. Zij beslaan eene breedte van 43 graden. Eindelijk de beide koude of bevroren luchtstreken, ook cir-
cumpolairstreken genoemd. Zij strekken zich 23\'/a graad rondom de pool uit. De Zon komt er in den zomer nooit hooger dan 4(> graden, en aan de pool zelve bereikt zij slechts de helft van die hoogte. In den winter verdwijnt de Zon voor langer of korter tijd, en komt er niet boven den horizon, zoodat de polen zes maanden van de Zon beroofd zijn, maar ook in den zomer zes maanden den zonneschijn genieten. De grootte dier verschillende streken is, zooals wij zien, zeer ongelijk.
De heete of verzengde luchtstreek beslaat ongeveer 7s van de gansche oppervlakte der Aarde; de beide gematigde luchtstreken iets meer dan de helft, en de beide poolstreken °ks. De verschijnselen, welke wij beschouwd hebben, hebben allen hun
ontstaan te danken aan de wenteling der Aarde om hare as en aan haren jaarlijkschen loop om de Zon. De duur dier omwenteling of de sterrendag, de helling en de evenwijdigheid der as, de duur van het jaar, de vorm der loopbaan met hare afmetingen, zijn zoovele elemen- ten, die in verbinding met elkander, de opgenoemde verschijnselen te weeg brengen. Wanneer die elementen of eenigen er van veranderden, zoude de verandering, daardoor op onze planeet uitgeoefend, meer dan groot zijn. De duur van een sterrendag is, zooals wij gezien hebben, onveranderlijk, evenzoo de duur van het jaar. De excentriciteit en de 10
|
|||||
|
144
|
|||||
|
helling van den ecliptica alleen veranderen langzaam . maar al verandert de
vorm der aardschc loopbaan en de helling der oinwentelingsas, die veranderingen zijn, zooals wij later zien zullen, zoo gering, dat zij nauw merkbaar zijn. Kn hoewel de Zon, die bron van leven, zooals wij vroeger opmerkten, ook langzamerhand in uitstraling afneemt, moeten er toch nog millioenen jaren voorbijgaan, eer die vermindering merkbaren invloed heeft op het klimaat der Aarde. Zonder buitenge- wone en onwaarschijnlijke gevallen, blijven de sterrenkundige voorwaar- den van onze planeet onveranderlijk, en de wet, welke God aan het stof heeft gegeven, zal zonder wondervolle inwerking, onveranderd blijven. zoolang de wereld staat. Ten slotte willen wij de bewijzen optellen voor den loop der Aarde
om de Zon: wij zullen dezelve splitsen in indirecte en directe be- wijzen. Indirecte bewijzen:
1. Alle andere planeten loopen om de Zon, geene uitgezonderd,
waarom zou onze Aarde alléén daarop ecne uitzondering moeten maken? \'2. Wanneer er geen omloop bestaat, vervalt ook de dngelijksehe
omwenteling, want, zooals wij op het einde van het vorige hoofdstuk aantoonden . de eene beweging kan onmogelijk zonder de andere bestaan. ;5. Alleen in de vooronderstelling van die dubbele aardbeweging kan
men alle hemel verschijnselen voldoende verklaren en berekenen, hetgeen echter valsch zoude zijn, wanneer de vooronderstelling dier dubbele beweging valsch ware. 4. Onmogelijk kan de Zon om de Aarde wentelen, want daar de
Zon, zooals wij vroeger zagen, bijna 17» millioeninaal de Aarde in grootte overtreft, zoo moet bij de wederzijdsche aantrekking, welke die beide lichamen op elkander uitoefenen, noodzakelijk het kleinste om het grootste wentelen en niet omgekeerd. Directe bewijzen:
1. Vroeger haalde men een tegenbewijs uit datgene, wat thans als
bewijs geldt. Omdat er bij de vaste sterren en bij de zeer verwijderde planeten gcene paralaxe was optcmerken, zooals men meende dat noodzakelijk het geval moest zijn, als de Aarde zich op zulk een ver- bazenden afstand om de Zon in het hcnielruini verplaatste, daarom besloot men, verplaatst de Aarde zich niet en loopt niet om de Zon. De oorzaak van dat niet vinden der paralaxe was te wijten, eensdeels aan den verbazenden afstand der sterren en anderdeels aan |
|||||
|
145
|
|||||||
|
de onvolmaakte werktuigen tot waarneming, daar men thans met de
verbeterde en nauwkeurige werktuigen de jaarlijksehe paralaxe van eenige vaste sterren heeft bepaald. 2. Alleen door den omloop der Aarde, kan, zooals wij vroeger
zagen, de onregelmatige en dwalende loop der planeten, hare voor- en achterwaartsche beweging verklaard. en ook met juistheid bere- kend worden. .\'5. De aberratie of de afdwaling des lichts, waarover later, is een
direct bewijs voor de verplaatsing der Aarde; want de lichtstralen, die van de sterren op de Aarde komen, vallen in eene geheel andere richting op de zich zoo snel bewegende Aarde dan gebeuren zou, indien de Aarde zich niet verplaatste. 4. Het verschil tusschen sterren- en zonnedagen, is een ander di-
reet bewijs. Zooals wij zagen, gaan de vaste sterren eiken dag 4 mi- nuten vroeger door den meridiaan dan de Zon: een bewijs, dat de Aarde zich eiken dag ook verplaatst. |
|||||||
|
10*
|
|||||||
|
•
|
|||||||
|
IV.
|
|||||
|
DE MAAN C.
§ 1. Schijngestalten der Maan. — Schijnbare beweging. — Synodische en sideri-
sche omloop. — Elementen van den omloop. — Ware vorm van den maan- loop in de ruimte. — Evectie en libratie. — Sehjjnbare en ware afmetingen. — Oppervlakte en grootte der Maan. — Omwenteling der Maan. — Geljjke duur der beide bewegingen der Maan. — Zwaarte en dichtheid. Wegens haar beurtelings verdwijnen en verschijnen. wegens liet
het groote verschil dat haar vorm aanbiedt, en wegens het mindere of meerdere licht, dat zij afstraalt, is zeker de Maan onder alle sterren aan het uitspansel wel degene, die de meeste verscheidenheid geeft aan de nachten onzer aarde. Het zachte, witte licht, waarmede zij onze Aarde overstroomt, werkt op ieder, die gevoel heeft voor natuur- schoon, en dichters en schilders stoffceren er dan ook gewoonlijk hunne schilderingen mede. Voor den sterrenkundige is echter de Maan geen minder belangrijk voorwerp. Wanneer de Maan aan den hemel staat, zelfs dan wanneer zij ons
een gering deel van hare verlichte zijde toont, overschittert zij toch met haar glans de kleine voor het bloote oog zichtbare sterren. Naar- mate de Maan voller wordt, is het getal der sterren, welke zij door haar glans verbergt ook grooter; de schemering van den Melkweg verdwijnt in den verlichten dampkring, en alleen de schitterendste sterren blijven voor het ongewapend oog zichtbaar. Daar de duur van het nachtelijk zichtbaar zijn der Maan toeneemt met haar glans, is het voor den sterrenkundige op dien tijd ondoenlijk nauwkeurige waar- |
|||||
|
147
|
|||||
|
nemingen te doen, tenzij op eene der schitterendste sterren of op de
Maan zelve. Op vastgestelde tijden echter verdwijnt de Maan van den hemel, en geeft aan het uitspansel hij eene heldere lucht al zijne pracht en grootheid weer. Wat de Maan bijzonder belangrijk maakt voor studie en vvaarnc-
ncniing is hare groote nabijheid tot de Aarde, welke zij als een trouwe wachter in haar loop om de Zon steeds vergezelt. Merkwaardig immers is dat kleine stelsel in liet groote stelsel des
heelals; die kleine wereld, die rondom onze Aarde dezelfde beweging heeft, als onze aardbol rondom de Zon. Wanneer wij later zien zullen dat andere planeten ook door kleinere lichamen vergezeld zijn. zullen wij veel gemakkelijker de verschijnselen begrijpen, welke die wachters op hunnen centraal bol hebben, als wij eerst in bijzonderheden al dat- gene begrijpen wat Aarde en Maan opleveren. Beschouwen wij eerst onzen wachter, zooals hij zich aan het onge-
wapende oog vertoont. Twee feiten nu zijn van algeinccne kennis. Het eerste, dat de Maan
in een tijdsverloop van ongeveer 2!» a 30 dagen ons in eene opvol- ging van verschillende gestalten verschijnt, welke men phasen oi tchijn- gestaUeu noemt, en die immer op bepaalde tijden terugkeeren. Het tweede, dat de Maan ons immer hetzelfde halfrond toekeert, zoodat één van hare halfronden immer voor ons onzichtbaar blijft; die twee feiten bewijzen ten duidelijkste, dat de Maan twee bewegingen heeft, ééne waardoor zij rondom onze Aarde loopt, en ééne waardoor zij om hare as wentelt, terwijl beide bewegingen in juist denzelfden tijd vol- bracht worden. Wanneer wij de Maan in haren loop volgen, overtui- gen wij ons gemakkelijk van die beide feiten. Nieuwe Maan is het, wanneer onze wachter niet zichtbaar is
noch des nachts noch des daags, omdat zij eene plaats aan den hemel inneemt zoo dicht bij de Zon, dat zij door de zonnestralen verborgen wordt, en tevens omdat zij ons hare niet verlichte zijde toekeert. Tus- schen het verdwijnen der Maan des morgens in het Oosten en het op nieuw verschijnen des avonds na zonsondergang, gaan er vier dagen voorbij, en in het midden van dat tijdsverloop komt het oogenblik der nieuwe Maan. dan bevindt zij zich tnsschen de Zon en onze Aarde. Vervolgens ziet men haar na zonsondergang in het Westen in den vorm van eene scherpe en dunne sikkel, wier bolrond gedeelte altijd niar de Zon, die zich onder den horizon bevindt gericht is. Op |
|||||
|
IJS
|
|||||
|
dat tijdstip ziet men duidelijk het overige donkere gedeelte der inaan-
schijf in eene grauwe tint, welke men aschgrauw noemt, en die voortkomt uit de lichtstralen, welke zij van dat gedeelte onzer Aarde ontvangt, dat door de Zon bestraald wordt. Door de dagelijksche wen- teling verdwijnt zij nu ook spoedig ouder den horizon. Den volgenden dag herhaalt zich hetzelfde verschijnsel, maar de sikkel is niet meer zoo scherp, het verlichte gedeelte is grooter, en de Maan, omdat zij verder van de Zon verwijderd is, gaat ook later onder. Op den vierden dag na nieuwe Maan gaat onze wachter reeds Ü
uren na de Zon door den Meridiaan en heeft den vorm, zooals (PI. XXII, Fig. ?) aangeeft. Ook dan nog is het aschgrauwe licht inerk- baar. maar begint reeds te verminderen, omdat het lichtend gedeelte der Maan toeneemt, en verdwijnt eindelijk geheel en al, wanneer de Maan eene schijngestalte heeft, welke men eerste kwartier noemt. Tusschen den zevenden en achtsten dag vertoont zich de Maan als
een halve cirkel, gedeeltelijk reeds des daags zichtbaar, omdat de Maan (1 uur na de Zon door den Meridiaan gaat, dan noemt men haar dlchülome (PI. XXII, Fig. .\'!) d. i. in twee declen verdeeld. Hij het eerste kwartier waren de vlekken, waarmede hare oppervlakte bezaaid is, reeds zichtbaar, maar thans teekenen die vlekken zich reeds scherp op het verlichte gedeelte af. Tusschen het eerste kwartier en volle Maan verloopen er op nieuw
zeven dagen, waarin bet verlichte gedeelte meer en meer den vorm van een cirkel verkrijgt: de Maan gaat telkens later op en ouder, en keert altijd naar het Westen, d. i. naar de Zon, haar bolrond ge- deelte. Veertien dagen ongeveer na nieuwe Maan is haar gansene naar ons gekeerde halfrond verlicht. Te middernacht heeft zij haar hoogste punt aan den hemel bereikt, ol met andere woorden, gaat zij door den Meridiaan, op hetzelfde oogenblik dat de Zon onder den horizon ook door den ondersten .Meridiaan gaat. Dan bevindt de Aarde zich juist tusschen Zon en Maan, en de Maan is dan in tegenstelling (oppositie) met de Zon, het is volle Maan. Na bet oogenblik van volle Maan totaan eene andere nieuwe Maan,
neemt zij in haar verlicht gedeelte af, op dezelfde wijze en tijd als zij wassende was van af het oogenblik van nieuwe Maan tot aan volle Maan, zij neemt echter dan af aan de westzijde en keert van dat oogenblik haar bolrond gedeelte naar het Oosten, d. i. immer naar de Zon. Tusschen die beide tijdstippen van volle Maan tot nieuwe |
|||||
|
PLAAT XXII
|
||||||
|
UE STERRENWERELD
|
||||||
|
SCHIJNGESTALTEN DER MAAN.
|
||||||
|
149
|
|||||
|
Maan komt zij mede tot een punt, dat men noemt laatste kwar-
t i e r, gelijk aan liet eerste kwartier, maar juist in eene tegenover- gestelde richting. In het tweede gedeelte van dit maantijdperk nadert de Maan voor
ons oog meer en meer tot de Zon, zoodat zij in de laatste dagen slechts kort vóór de Zon opkomt en eindelijk in de zonnestralen ver- dwijnt, en ons zoo met eene volgende nieuwe Maan weer hetzelfde verschijnsel hiedt\'. Die omloop der Maan rondom de Aarde verraadt zich door een
verschijnsel niet minder opmerkelijk dan hare schijngestalten, wij be- doelen de schijnbare beweging, die haar in eene tegenovergestelde richting beweegt als de dagelijksclie beweging, dat is hare verplaat- sing van het Westen naar het Oosten. Die verplaatsing\' geschiedt zeer snel en is aanstonds o]» te merken; wanneer men niet betrekking tot de eene of andere ster de plaats der Maan aan den hemel gadeslaat, bemerkt men na eenigen tijd, dat de afstand tot die ster nierke- lijk veranderd is, en dat de beweging of verplaatsing der Maan juist geschied is in eene richting tegenovergesteld aan de dagelijksclie be- weging. Zoo doorloopt de Maan in 24 uren ongeveer 13° aan den hemel, en na 27\'/3 dag heeft zij den ganschen cirkel des hemels door- loopen. Die eigene beweging, welke de Maan bezit, wordt op eene cenvou-
dige wijze zeer duidelijk, wanneer wij bedenken, dat de Maan zich om de Aarde beweegt, terwijl zij tegelijk niet onze planeet haren loop om de Zon maakt; die beweging geeft ons dan tevens reken- schap van de opvolging der schijngestalten, zooals (Plaat XXIII, Fig. 1) ons nog duidelijker doet begrijpen. Vooronderstellen wij eens voor een oogenblik, dat de Aarde onbeweeglijk is, en gaan wij dan eens na onder welke schijngestalten de Maan zich aan ons moet vertoonen gedurende haren omloop. Eerst bevindt de Maan zich in eene rechte lijn met de Zon, dus
tusschen de Zon en de Aarde, dan keert zij ons haar niet verlichte gedeelte toe en is voor ons onzichtbaar, het is nieuwe Maan of liet tijd- stip der conjunctie. Langzamerhand verwijdert zich nn de Maan van 1 Wanneer het bolrond der liaan zich aan onze rechterhand bevindt, is de Maan
wassende: maar is liet bolrond aan onze linkerhand, d. i. naar bet Oosten gekeerd, dan is zjj aan het afnemen. |
|||||
|
i r>< i
|
|||||
|
de Zon, on vertoont ons meerdere deelen van hare verlichte zijde: eerst
in den vorm van een halven cirkel op het tijdstip van eerste kwar- ticr, totdat zij eindelijk op het tijdstip van oppositie met de Zon komt, en de Aarde zich tusschen de Zon en Maan bevindt, en zij ons de volle door de Zon verlichte zijde toekeert. In de tweede helft van haren omloop vertoonen zich dezelfde gestalten, maar op eene juist tegenovergestelde wijze, want in de eerste helft was de bolronde zijde naar het Westen gekeerd en in de tweede helft van haren om- loop integendeel naar het Oosten. De conjunctie en de oppositie der Maan noemt men syzygiën.
Het eerste en laatste kwartier q u a draturc, omdat de Zon en de Maan voor ons oog juist een rechthoek maken; de vier andere schijngestalten worden ook wel octanten genoemd. Het tijdsverloop tusschen twee op elkander volgende nieuwe Manen
is een Maanmaand en duurt 29 dagen 12 uren 45 min. en 29 se- condeu; dit noemt men den sijnodischen omloop; de Maan is dan met betrekking tot de Zon en de Aarde in denzelfden stand geplaatst. Twaalf zulke Maanmaanden bedragen dus :5;")4 dagen, en worden een Maanjaar genoemd, dat 11 dagen korter is dan een gewoon bur- gerlijk jaar van düö dagen. Sommige oude volken regelden hunnen tijd volgens die Maanjaren,
en begonnen het jaar op den 1 Maart, en na verloop van 19 jaren vielen de syzygiën weder op denzelfden datum van het zonnejaar, en zulk een tijdsverloop van 19 jaren noemt men een Maancyclus of Cirkel, en het getal, dat aangeeft hoeveel jaren er van dien cyclus verloopen zijn, noemt men het gu ld enge tal, en geeft dus te ken- nen hoeveel jaren er verloopen zijn sedert het op den 1 Maart, of wat hetzelfde, is op den 1 Jan. nieuwe Maan was\'. 1 Om het guldengetal van eenig jaar te vinden, telt men één jaar bjj het .jaargetal,
omdat men weet. dat één jaar vóór onze Chr. jaartelling de nieuwe .Maan inviel op 1 Januari, en als men die som door 19 deelt, dan wjjst het overschot het guldenge- tal aan; bjjv. voor het jaar 1872, telt men 1 l>() en door 1\'.) gedeeld, is het guldengetal 11. Epavla is het getal, dat aanwijst hoeveel dagen op den 1 Jan. verloopen z(Jn, sedert
het Nieuwe Maan was; met andere woorden, hoeveel dagen de Maan oud was op den 1 Jan. Uit het guldengetal vindt men gemakkelijk de epaeta, want men vernie- nigvuldigt bet guldengetal met 11, omdat de .Maan elk jaar zooveel dagen vóór 1 Jan. nieuw is, en deelt men nu het produkt door 30, dat is met den duur van eene maan- maand, dan duidt het overschot de epaeta aan; dit is echter de Juliaansehe epaeta ol\' Oude St(jl; om daaruit de Gregoriaansehe epaeta of Nieuwen Stjjl te vinden, trekt |
|||||
|
I\'LAAT \\.\\III
|
||||||||||||
|
DE STKRKENWKRKU».
|
||||||||||||
|
:- \'■ ■■.;<:..■ . ,j
|
||||||||||||
|
sfc
|
||||||||||||
|
, .«^l^ySyó
|
||||||||||||
|
Fió. 1. Loopbaan dn\' maan _ \\eiklarnie der schijntfe staker
|
||||||||||||
|
Kif 2.Verklaring van liet verschil tussrhen sviiodische en siderisrhe omwenteling.
|
||||||||||||
|
151
|
|||||||
|
Het tijdsverloop tusschen twee punten, waarop de Maan n»et betrek-
king tot een punt aan den hemel of met betrekking tot eene ster weder denzelfdeu stand inneemt, noemt men sideriseben ondoop, en deze is bijna twee dagen korter dan de synodisebe omloop, want deze is 27 dag. 7 uren 43 min. 11,5 seconden. Dit verschil vindt zijne oorzaak hierin, dat de Aarde gedurende
dien tijd niet onbeweeglijk blijft, maar op bare baan om de Zon 30° voortgaat, en tevens in dien loop de Maan met zich medevoert. Beschouwen wij Plaat XXIII, Fig. 2 dan is de Maan m. in oppo-
sitie met de Zon, en het is dus volle Maan. Wanneer wij nu in p een punt of eene ster aan den hemel waarnemen in rechte lijn met de Maan, dan zal de Maan bij haren omloop weder in rechte lijn met dat punt p zich bevinden, wanneer zij zich in ni\' bevindt. Maar eerst in in" is zij opnieuw in oppositie met de Zon, want de Aarde is van A tot A\' op hare baan voortgegaan, de siderische omloop is dus korter dan de synodisebe. Eene eenvoudige berekening leert ons, dat zulks een verschil oplevert van 2 dag. 5 ar. 1 min. 51,4 seconden. Prof. Kaiser geeft in zijne zoo schoone verklaring van den sterrenhemel een eenvoudig en duidelijk voorbeeld om bet verschil tusschen dien sideriseben en synodiseben omloop te verklaren. Te 12 ure vallen de beide wijzers van een uurwerk op de twaalf van de wijzerplaat te zamen, na eene geheele omwenteling komt de groote wijzer weer op de 12, maar valt niet samen niet den kleinen wijzer, die inmiddels voor- uit is gegaan. De baan, welke de Maan om de Aarde beschrijft, is evenals die
van alle planeten eene ellips, in wier ééne brandpunt de Aarde zich bevindt, en wier excentriciteit ongeveer Vis is, of juister 0,054!>08Ü7; |
|||||||
|
men er nog eens het getal 11 af, en is de Juliaansche epaeta daarvoor te klein, dan
telt men er 19 b(j. BMv. de epaeta te vinden voor 1872. Het guldengetal is 11, ver- menigvuldigd met 11 geeft 121. en gedeeld door 30, verkrijgt men als overschot 1 Oude St(jl en 20 Nieuwe Stjjl. Door middel der epacten is het nu zeer gemakkelijk voor eene gegevene maand van eenig .jaar vrjj nauwkeurig den dag van nieuwe of volle Maan te bepalen. Men telt namelijk zooveel dagen b(j de jaarsepaeta als er maanden sedert Maart zijn verloopen, dan heeft men (hm ouderdom der Maan op den eersten dag der gegevene maand. Trekt men nu dat getal van 30 af, dan heeft men den datum van nieuwe Maan, en van 15 dien van volle Maan; bjjv. voor November 1872, de jaarsepaeta is 20, daarbij geteld de verloopene maanden van 1 Maart tot en met Nov. is 9, dus 2!) afgetrokken van 30 geeft voor den datum der nieuwe Maan 1 Nov. en 10 Nov. volle Maan. |
|||||||
|
ir»2
|
||||||
|
dus driemaal grooter dan do excentriciteit der aardsche loopbaan; op
die baan beweegt zich onze wachter van het Westen naar het Oosten. De afstand, waarop zij zich van de Aarde bevindt, verandert dus gedurende haren omloop, zooals de schijnbare afmetingen der Maan- schijf reeds getuigen. Grootste afstand of apogeum\' 1,0549.
Middelbare afstand 1,0000. Kleinste afstand of perigeum 0,9451.
Om deze getallen in eene bekende maat over te brengen, is het
voldoende de parallaxe der Maan te kennen, dat wil zeggen, den hoek waaronder men den straal der Aarde zou zien, als men zich op een afstand bevond gelijk niet den maansafstand. De parallaxe der Maan op haren middelbaren afstand is ö7\'2",0<>, veel grooter dus dan de zonneparallaxe, en daarom duidt het een afstand aan bijna 400 maal kleiner dan die der Zon. Daaruit verkrijgt men de volgende afstanden: Aardstralen. Kilometers. Geogr. mijlen.
Apogeum (53,583 404,788 54,649 Middelb. afst. 60,273 383,712 51,804
Perigeum 56,964 362,649 48,900
Het verschil tusschen den grootsten en kleinsten afstand bedraagt
dus (!,()19 aardstralen of 42,139 kilometers. 30 van onze aardbollen aan elkander geplaatst zouden dus den afstand vullen van de Aarde tot de Maan. Wanneer dus de Maan in het perigeum is en in het zenith staat, zou een sneltrein toch nog 300 dagen noodig heb- ben om de Maan te bereiken. Wanneer die afstand gevuld was met lucht, en dus bekwaam om liet geluid over te brengen, zou het geluid van eene vulkanische uitbarsting op onzen wachter eerst na 13 dagen 8 uren onze Aarde bereiken. Een kanonskogel, zijne eerste snelheid bewarende, had Ongeveer 8 a !> (lagen noodig. Het licht echter, de grootste snelheid, welke wij kennen, komt van de Maan in 1\'m seconde op de Aarde. De baan, welke de Maan om de Aarde beschrijft, heeft eene lengte
van ongeveer 2.40O.OOO kilom., en, daar zij die baan aflegt in 2Vk dag, is hare gemiddelde snelheid ongeveer 1022 meters per seconde, |
||||||
|
Periyeum van liet Griuksche peri-gij, h\\\\ de aarde; opogetmi, ajw ver van.
|
||||||
|
153
|
||||||||
|
dus tweemaal zoo snel als de snelheid van een kanonskogel; die
snelheid is echter veranderlijk, en vermeerdert als de Maan dicht hij de Aarde komt, doch vermindert wanneer zij er zich van verwijdert vol- gens de Keplersche wet, dat de voerstraal in denzelfden tijd gelijke vlakken maar ongelijke bogen doorloopt. Omdat de Aarde ook om de Zon eene elliptische baan beschrijft,
en op dezen tocht de Maan met zich medevoert, zoo beschrijft de |
||||||||
|
(Fig. !<*>.) Loopbaan der Maan in een jaar om Znn en Aarde.
|
||||||||
|
Maan eigenlijk wegens die dubbele beweging eene golvende lijn, waar-
van Plaat XXIV, Fig. 3 ons eene afbeelding geeft voor een maan- maand en Fig. 16 voor een geheel jaar. Het is evenals wanneer iemand op een voortgaand schip rondom een mast loopt, en wel met betrekking tot dien mast een cirkel maakt, maar met betrekking tot het water zich eigenlijk in eene slanglinic beweegt, of de beweging van een punt in de veiling van een wiel bij een voortrollend rijtuig. Wanneer wij later zien zullen, dat ook de Zon met de Aarde eu de Maan zich |
||||||||
|
154
|
|||||
|
voortbewegen in do ruimte. volgt daaruit cenc zeer samengestelde
loopbaan voor de Maan. Omdat de Maan zich niet alleen om de Aarde maar ook met de
Aarde om de Zon beweegt, brengt de invloed van Zon en Aarde op de baan der Maan zekere veranderingen of storingen te weeg, waar- door hare loopbaan onregelmatigheden ondergaat. Die storingen noemt men E vee tien, en werden reeds door 1\'tolomeus ontdekt; daardoor loopt de Maan of sneller of trager op hare baan, al naardat zij met de Aarde en de Zon in eene rechte lijn staat of niet haar een hoek van 90° vormt. Wanneer de Maan in conjunctie met de Zon is, dat is tusschen de
Aarde en de Zon staat, wordt de Maan sterk door de Zon aan- getrokken, en daardoor ecnigszins van de Aarde verwijderd; staat de Maan echter in oppositie, dan oefent de Zon meer die kracht op de Aarde uit dan op de Maan, en wordt daardoor de Aarde opnieuw van de Maan verwijderd. Het gevolg daarvan is, dat de snelheid der Maan in die beide standen vermindert, omdat in het laatste geval de aan- trekkingskracht der Aarde minder is, en in het eerste geval de aan- trekkingskracht der Zon grooter is. Maar staat de Maan niet de Aarde on de Zon in quadrature, dat is in een rechten hoek, zoo is de aan- trekkingskraebt van de Zon op Maan on Aarde hetzelfde; omdat deze nu dichter bij elkander worden gebracht, wordt de snelheid der Maan grooter. Zoo is het dus duidelijk, waarom de Maan van het eerste kwar- tier tot aan het laatste sneller loopt, dan van het laatste kwartier tot het eerste; omdat in het eerste geval de aantrekkingskracht der Aarde vermeerdert en in het laatste vermindert; evenzoo is het duidelijk, dat het van invloed op de baan der Maan is of de Aarde in het perihelium of in het aphelium staat. Die storende invloed op de loopbaan der Maan brengt te weeg, dat
de ligging der maanbaan onophoudelijk verandert, en dat de grootc as van de baan, welke zij beschrijft, on dus ook het perigeum on apo- geum, steeds van het Westen naar het Oosten voortgaan zoodanig, dat zij juist in 8 jaar .\'510 dag. 13 ur. 48 min. f>.\'ï sec. de gansche om- wenteling heeft gemaakt. De omloop der Maan van het eene perigeum tot het volgende duurt 5 ur. .!5.r) min. 2;V.t sec. langer dan de sideri- sohe omloop, en wordt de A nomal ist ischc omloop genoemd. Het vlak van de loopbaan der Maan ligt niet in cóne richting met
het vlak van de ecliptica, maar maakt er een hoek mede van 5°8\'39", |
|||||
|
1 óf)
|
|||||||
|
zoodat de Maan dan eens "> graden boven het vlak van de ecliptica
is, dan weder 5 graden er onder; de beide punten waar de Maan- baan de ecliptica doorsnijdt becten knoopen; klim in e n d e wanneer zij er boven rijst, dalende wanneer zij er onder daalt. Omdat nu, zooals wij hierboven zagen, de ligging der groote as verandert, ver- andert ook de ligging der knoopen, welke echter niet vooruit maar achteruit gaat van het Oosten naar het Westen, zoodat de ligging dier knoopen in 18 jaar 21* dag. 21 ur. 22 min. 45 sec. juist den gan- schen omloop van 3t><)° gemaakt heeft\\ De omloop dus van knoop tot knoop is niet langer dan de siderische, zooals bij de anonialistische maand plaats vindt, maar juist korter, en wel 2 ur. 38 min. 35.5 see. Zulk een niaansomloop van knoop tot knoop noemt men Dra- ken m a a n d. Wanneer wij met het bloote oog de Maan beschouwen als zij
vol is, dan bemerken wij, dat zij ons immer betzelfde halfrond toe- keert, want de vlekken, welke wij op haar waarnemen, zijn steeds dezelfden; daaruit volgt echter niet, dat zij eene uitzondering maakt op de andere hemellichamen en zich niet om hare as wentelt, inte- gendeel is dit juist een bewijs, dat zij ook, evenals alle hemellichamen, eene omwenteling om hare as maakt. Het onderscheidend karakter2 is echter, dat die omwenteling juist zoo lang duurt als haar siderische omloop. Zij wentelt dus in 277:t dag om hare as. Wanneer de Maan ons in het eerste en laatste kwartier bijv. een ander halfrond toe- keerde, zou dit een bewijs zijn, dat zij niet om hare as wentelde; nu wordt zij in ééne omwenteling om de Aarde aan alle kanten door de Zon beschenen en wentelt dus om hare as. Wanneer wij zeggen, dat de Maan gedurende hare omwenteling ons
steeds hetzelfde halfrond toekeert, is zulks niet geheel en al juist, daar zij ous soms enkele gedeelten van hare randen toekeert, welke op andere tijden voor ons verborgen zijn. Men noemt die schijnbare beweging li brat ie der Maan, en onderscheidt eene drievoudige li- |
|||||||
|
1 Zie verder over de storingen in de banen der planeten en over den invloed van
den achteruitgang der knoopen op de omwcntelingsas onzer Aarde liet II1 deel van dit werk. 2 Vroeger geloofde men, dat bQ alle wachters der planeten de om wenteling even
lang duurde als de omloop. Niets billijkt echter om van onze Maan tot eene alge- meene wet te besluiten: Becchi en Dawes hebbeu reeds bevonden, dat de wachters van .Jnpiter niet in dcuzcll\'den tüd wentelen, waarin /.(j hunnen omloop volbrengen. |
|||||||
|
156
|
|||||||||
|
bratie: 1. eene breedte libratie, 2. eene lengte libratie en 3. eene
dagelijksche libratie. 1. De breedte libratie komt voort doordien de omwentelingsas
der Maan niet loodrecbt op baar omloopsvlak staat, maar een weinig scheef; zoo zien wij, al naar den stand der Maan, iets meer of iets minder van bare noorder ot zuider gedeelten, naar gelang zij ons meer bare noord- of bare zuidpool toekeert. Onderstaande Fig. 17 maakt verdere uitlegging overbodig. |
|||||||||
|
—„—— . ■»—.-----------------------—|—yn»\' j
/e \'
/
(Fig. 17.) Verklaring dor breedte libratie. 2. De lengte 1 i b r at i e beeft eene andere oorzaak , en vindt
bare verklaring daarin, dat de snelheid van bare omwenteling niet overal gelijk staat met de snelheid van baren omloop. Fig. IS zal bet duidelijk maken. Wanneer de Maan in m in bet perigeum staat, |
|||||||||
|
(Fig. 1S.1 Verklaring der lengte libratie.
is I) d c zichtbaar uit A, waar de Aarde zich bevindt. Als nu de Maan
een vierde van bare baan beeft afgelegd en zich in m\' bevindt,
zou de zichtbare kant ook b d c moeten zijn, maar zij beeft slechts
|
|||||||||
|
157
|
||||||||
|
een vierde van hare omwenteling volbracht en de zichtbare kant is
dus niet zooals in m, b d e, maar s b d e. Men ziet dus b s, wat men in m niet zag. Wanneer de Maan in haar apogcum is in m", dan is de zichtbare kant weer dezelfde als in m, maar op het vervolg van haar baan in m\' \', vindt weer lietzcltUe verschijnsel plaats als in m ; dan ziet men es, wat men in geen anderen stand der Maan heeft gezien. 3. De dagelijkschc of parallaktische 1 ibratie, die veel geringer is, vindt daarin haren oorsprong, dat de waarnemer op Aarde niet in het middelpunt staat van den cirkel, welke de Maan schijnt te beschrijven; want alleen tegenover het middelpunt der Aarde ver- toont de Maan steeds hetzelfde halfrond. Wanneer een waarnemer op |
||||||||
|
(Pig. 19.) Verklaring der parallaktische libratie.
|
||||||||
|
Aarde in W de Maan ziet, vertoont zich voor hem lms, maar
voor het middelpunt der Aarde b m e. Hij ziet dus e 1, wat uit het middelpunt der Aarde onzichtbaar is; is echter de Maan in het zenith in m\', dan is cl voor hem verborgen, en dit verschil noemt men de dagelijksche libratie. Nu een woord over de afmetingen der Maan, zooals men die afleidt
uit hare schijnbare niiddellijn en haren afstand. De schijf der Maan, met het bloote oog gezien, schijnt ongeveer
dezelfde afmetingen te hebben als de /on. Op middelbaren afstand echter is zij iets kleiner dan de zonneschijf, nanientlijk 31\' 8,2". Wan- neer zij in haar perigeum is, wordt de schijnbare grootte liarer mid- |
||||||||
|
158
|
|||||
|
dellijn32\' 57", en overtreft dus verre de middellijn der Zon, die slechts
32 4" is. In het apogeum der Maan bedraagt hare middellijn slechts 20\' 31". Die {getallen zijn genomen met betrekking tot het middelpunt der Aarde, en daar volgt dus uit, dat de afstand verandert, al naardat de Maan zich hooger of lager boven den horizon vertoont; want in het zenith is de Maan liet dichtst bij den waarnemer en moet dus schijn- baar grooter zijn. Men heeft berekend, dat zulks een verschil oplevert van 10". Plaat XXIV , Fig. 1 legt die meerdere of mindere nabijheid uit. Wanneer iemand zich in A bevindt op de Aarde, ziet hij aan
den horizon de Maan volgens de lijn A M. Maar komt de Maan door de wenteling der Aarde in het zenith te staan, dan ziet hij de Maan volgens de lijn A M. De afstand van den waarnemer is juist de straal der Aarde verkort, en dus is de Maan in het zenith (530(3,3 kilometers dichter bij den waarnemer, dan aan den horizon. Daaruit zou moeten volgen, dat de Maan in het zenith zich voor ons oog grooter moest vertoonen dan mm den horizon, en wij zien juist het tegendeel. Aan den horizon is de afmeting der Maan soms verbazend groot, en naar- mate zij hooger stijgt, wordt zij kleiner; dat zulks optisch bedrog is, is reeds opgemerkt in de verhandeling over de Zon. Indien men de Maan door de holte der hand of door een koker zonder glazen bc- schouwt, verdwijnt het schijnbedrog en zij vertoont zich in hare ware grootte. Welke zijn nu de ware afinetingen der Maan ? Omdat men met
juistheid de schijnbare grootte van de maanschijf en den afstand, waarop wij ons vanhaar bevinden, kent, is het antwoord gemakkelijk. Hare ware middellijn is 4(30,2 geog. mijlen of 2775304,4 meters, dat is iets meer dan een vierde van de aardsche middellijn. Wanneer wij de diameter der Aarde stellen op 1, dan is die der Maan 0,273125. In de vooronderstelling dat de Maan bolrond is, is hare opper-
vlakte gelijk aan het dertiende deel der Aarde, dat is GO 1000,7 G geog. mijlen, eene oppervlakte ongeveer gelijk aan de nieuwe wereld of het vasteland der beide Amerika\'s. (Zie Plaat XXIV, Fig. 2.) De inhoud der Maan staat gelijk aan 0,0204, dat is iets meer dan
het negen en veertigste deel der Aarde, en bedraagt ongeveer 54 millioen kubiek mijlen. Om de inhoud der Zon te evenaren waren er 69,600000 zulke maanbollen noodig. Al die getallen wijzen ons enkel op de ineetkunstige betrekkin-
gen van den maanhol, maar zeggen ons niets over de stof, waaruit |
|||||
|
PLAAT XXIV.
|
|||||||||
|
DK STHHKKXWERELD
|
|||||||||
|
Ki" ! Versrhil v,m afstand <iVr maan aan üVn Hurizou et» in lirl Zrnith
|
|||||||||
|
ahnettnoon van «l<* aarde en tl».- maan
|
|||||||||
|
w
|
|||||||||
|
Ki?. 3 Ware omwenteling der maan in een maanmaam
|
|||||||||
|
de Maan bestaat. De telescoop zal ons den vorm toonen, welke die
stof verkregen heeft, door de inwerking der op de Maan aanwezige krachten, hoe zij zich geplaatst heeft, hier in vlakten en daar in ecne menigte verhevenheden, hergen en heuvelen, meer of min gelijkende op die van onze Aarde. De ware natuur echter van de Maan is een vraagstuk, welks oplossing zoo belangwekkend als moeielijk is. Het hemelstelsel echter geeft ons daarover eenige aanwijzingen.
De juiste kennis van de beweging, welke de Maan rondom de Aarde heeft, en de zekerheid, welke men sedert de ontdekking van Newton bezit, dat alleen de zwaartekracht dien hemelbol binnen zijne loopbaan houdt, hebben gelegenheid gegeven om de massa van onzen wachter te be- rekenen. In het derde deel zullen wij de wijze verklaren, waardoor de sterrenkundigen tot de uitkomsten geraakt zijn, welke wij hier geven. De massa der Maan is slechts het Vw>m7 gedeelte van die onzer Aarde, anderen nemen het \'lm gedeelte aan, en de dichtheid vergeleken met die van onze Aarde is gelijk aan 0,(553, dus onge- veer % van die onzer Aarde. Wanneer wij dit in getallen uitdrukken, krijgen wij voor de zwaarte
der Maan 72.(XX) trilliocnen ponden. Mot water vergeleken, is hare dichtheid 3,27, dat wil zeggen, dat de Maan drie en een vierde maal de zwaarte bezit van een bol water van zulk een omvang. Wanneer wij die dichtheid met die van eenige mineralen van onze Aarde vergelij- ken, begrijpen wij beter het samenstel der maanstof. Zekere ba- saltsoorten hebben ongeveer hetzelfde gewicht als de stof der Maan. \'t Is tevens opmerkelijk, dat de dichtheid van de meteoren, die op Aarde vielen, zeer wel met die dichtheid der maanstof overeenkomt. Men vondt voor de dichtheid der meteoren 3,11 tot 3,54. Wanneer wij eene vergelijking willen maken van de Maan met onze
Aarde, moeten wij vooral de zwaartekracht, die op hare oppervlakte werkt, niet uit het oog verliezen. Die kracht verschilt op de verschil- lende hemellichamen, en is grooter naargelang de massa grooter is, en te zelfder tijd geringer naarmate de straal van den bol grooter is, of, wat hetzelfde is, naarmate de oppervlakte meer van het mid- delpunt is verwijderd. De zwaartekracht op de Maan werkt slechts met \'/« van de zwaartekracht op onze Aarde. Wanneer wij dus met onze krachten op de Maan konden verplaatst worden, zou- den wij zesmaal meer kunnen tillen dan hier op Aarde, en de voorwerpen zouden zesmaal lichter zijn. De snelheid, waarmede 11
|
|||||
|
160
|
|||||
|
een voorwerp in <le eerste seconde op de Maan zou vallen, zou nog
geen meter wezen en gelijk staan met 0,827 meter, terwijl op Aarde die val gelijk staat met 4,87 meter. Daaruit begrijpt men reeds beter hoe het mogelijk is, om massa\'s
tot zulk eene verbazende hoogte op te stuwen, als wij op de maan- bergen in het volgende hoofdstuk zullen waarnemen. Wij willen thans de verschillende, in dit hoofdstuk behandelde,
elementen van de Maan bijeen voegen. Siderische omloop...............27 dag. 7 ur. 43\' 11", 5
Tropische omloop...............27 „ 7 „ 43\' 4",7
Synodische omloop..............29 „ 12 „ 45\' 2",9
Anomalistische omloop (van perig. tot perig.) 27 „ 13 „ 18\' 37",4
Drakenmaand (van knoop tot knoop).... 27 „ 5 „ 4\' 36" Middelbare dagel. tropisclie beweging. ... 13° 10\' 35",028598 Uitmiddelpuntigheid der baan........0,05490807
Lengte van het perigeum..........225° 23\' 53",0G
Lengte van den klimmenden knoop..... 33° 16\' 31",15
Helling der maanbaan op den ecliptica. . . 5° 8\' 39",96
Ware middellijn................496,2 geog. mijlen
Helling van den maanaeq. op den ecliptica 1° 28\' 25"
Aequatoriale horizontaal parallaxe......57\' 2",00\'
Middelbare afstand van het middelpunt der
Aarde in aardstralen............60,2778
Middelbare afstand in geog. mijlen.....51804,96
Massa in vergelijking met de Aarde .... Vw>««7
Valhoogte in de eerste seconde.......0,827 meters. § 2. Maanvlekken. — Zeeën of vlakten en bergen. — Vulkanisch karakter der
Maanbergen. — Walgebergten. — Kraters. — Rillen. — Hoogte der maanbergen. — Groeven of lichtstrepen. De wereldbol, welken wij thans nauwkeuriger zullen beschouwen,
waarop wij met onzen blik doordringen, dank aan zijne nabijheid en aan de kracht van onze kijkers, komt in zeker opzicht met onze Aarde overeen, maar verschilt ook machtig in andere punten. Wan- neer een aardbewoner zich eens kon verplaatsen op de Maan, welk een vreemd scbouwspel zou zich voor hem vertoonen. Die ruwe vor- ming van den bodem, overdekt niet zoovele oneffenheden, zoovele |
|||||
|
101
|
|||||
|
cirkelvormige diepten, zoovele hoog opgestuwde bergwanden; de blik
op den hemel, waar de sterren op den helderen dag zichtbaar zijn; de kracht van hot licht en de diepte der duisternis: die eeuwige stilte, welke in die oorden heerseht; de strengheid der jaargetijden, die dan eens verzengend warm, dan eens verstijvend koud zijn; dat alles zou de gewone begrippen verre te boven gaan. Maar hoe groot het eon- trast ook moge zijn, dat de Maan , met de Aarde vergeleken , aanbiedt, toch zullen wij zien dat de verscheidenheid, die zich in zulk een won- dervollen rijkdom openbaart, zoowel hier als in al de werken der natuur, veroorzaakt wordt door een klein aantal krachten, welke de Schepper aan het stof heeft geschonken, en die in alle hemellichamen dezelfde zijn. Uit de eenvoud der wetten, die alle sterrenkundige ver- schijnselen beheerschen, straalt de eenheid in de schepping met lieer- lijken glans. Een blik met het bloote oog op de volle Maan, doet ons reeds een
aantal donkere en schitterende vlekken ontdekken, wier blijvende stand, zooals wij vroeger opmerkten, een bewijs is, dat de Maan ons immer hetzelfde halfrond toekeert. Het noordelijk gedeelte der maanschijf wordt ingenomen door vele in elkander loopende grijsachtige vlekken, terwijl het zuidelijk deel meer bedekt is met schitterend heldere pun- ten. De noordoostelijke en noordwestelijke rand van de Maan geven de grootste schittering, terwijl de tint van het midden en het zuider- gedeclte met elkander overeenkomt. Vroeger had men aan de groote grauwe vlekken in het noordelijk
gedeelte den naam van zeeën gegeven. Hoewel die benaming gebleven is, zullen wij echter zien, dat wij er de beteekenis van watervlakten niet aan hechten mogen. De zeeën in de Maan zijn vlakten, terwijl de meer schitterende gedeelten bergachtige streken zijn. Met groote trekken willen wij thans de Maan beschrijven, volgens de hierbij ge- voegde PI. XXV, waarop de volle Maan is afgebeeld, zooals zij zich voor het bloote oog of met een zwak vergrootenden kijker vertoont. De afbeelding is, zooals men die met een sterrenkundigen kijker ziet, in omgekeerde richting. Wij beginnen met de voornaamste zeeën. Aan den N. oostkant zien
wij eene langwerpig ronde vlek (A), omgeven door eene heldere tint. Men noemt die de zee der afscheidingen (mare crls\'mm). Opgaande naar het middelpunt der Maan, ziet men eene tweede groote duistere vlek (Ü), afgedeeld door eene soort van inschietend voorgebergte; die 11*
|
|||||
|
UK S ri.KKKNWr.KKI.il
|
i\'i.wr \\\\v
|
|||||||
|
/.l llt
|
||||||||
|
XOORD
VOLLE MAAN
|
||||||||
|
162
|
|||||
|
vlek is de zee der rust (mare Iranquililaüs). De vlek aan den oost-
kant van het inschietend voorgebergte (B) noemt men de zee der vruchtbaarheid (mare foecunditatis), en die aan den anderen kant (C) de zee van Nektar (mare nectaris). Meer het noordelijk gedeelte be- schouwende ziet men de zee van helderheid (E) (mare serenitatis), die in hare breedte door eene helder lichtende streep doorsneden wordt. In het midden vertoont zich (N) de zee der dampen (mare vaporum). De vlek (H), de grootste in het noorden der Maan, noemt men de zee der regens (mare imbrium); daaraan sluit zich de zee der stor- men (mare procellarum) (I), die uitloopt eensdeels in de zee der voch- ten (K) (mare humorum), en meer naar het midden is de zee der wol- ken (L) (mare nubium). Nog ziet men dicht bij den noordel. rand eene lange smalle streep M, welke men noemt de zee der koude (mare frigoris). De uiteinden van die dusgenaamde Zeeën, vormen in die gedeel-
ten, welke men vastland noemt, kleinere, duistere bochten en inham- men, waaraan men den naam van meer en golf heeft gegeven. Zoo vindt men bijv. ten Noorden van de mare Serenitatis een inham (F), welke genoemd wordt het meer der droomen (lacun somniorum). Het noordwestelijk gedeelte van de mare Imbrium loopt uit in de (Sinus iridum) (O) golf der regenbogen. Op die wijze noemt men nog op de Maan de (Jacus mortis), tusschen de mare Serenitatis en de mare Fri- goris; de (pahis putredinis), moeras van bederf, en de (palus nebul-arum), moeras der nevelen, bevinden zich aan den oostkant van de zee der regens. De groote heldere vlekken, welke de meer duisteren omgeven,
hebben geene benamingen ontvangen. Wanneer wij de opgenoemde maanvlekken met het bloote oog be-
schouwen, geven zij ons volstrekt geene aanduiding over de ware gesteltenis van den bodem van onzen wachter. Wij moeten dezelve daarom met den telescoop nauwkeuriger beschouwen, zoowel als de meer schitterende strepen, en als wij voor die beschouwing het tijd- stip van eerste of laatste kwartier kiezen, en een kijker van middel- matige vergrooting gebruiken, vertoont zich een wondervol schouwspel aan onze blikken. PI. XXVI. Al de heldere streken van de maanschijf zien wij bezaaid met
eene verbazende menigte cirkelvormige of langwerpige diepten van zeer verschillende grootte. Vooral op de grenzen van het verlichte |
|||||
|
PLAAT XXVI.
|
|||||||||
|
HE STKRRKXWKKELD.
|
|||||||||
|
DE MAAN IN HET EERSTE KWARTIER,
|
|||||||||
|
Ie Ku.\'
|
|||||||||
|
|>ln>t..»r.>|\'l\\ic il.....■ W.v
|
|||||||||
|
163
|
|||||
|
gedeelte toonen die verschijnselen ons het duidelijkst den vorm en
de gesteltenis van den bodem. Het is eene soort van bekervormen, wier rand zich boven de
maanvlakten verheft, en aldus de binnen vlakte omsluit. Duidelijk ziet men dezelve schitterend verlicht aan den zonkant, terwijl de an- dere helft, die van de Zon is afgewend, in het duister ligt. De vlakte binnen die wallen heeft verschillende tinten, en in zeer velen ziet men de slagschaduw van de verhevenheden, die er zich in be- vinden. Hunne afmetingen zijn zeer verschillend; een zeer groot aantal schijnen slechts gaten te zijn, anderen zijn zoo uitgestrekt, dat zij in hun midden of aan hunne randen kleinere diepten omvatten. Die eerste blik op de Maan overtuigt ons reeds, dat zij over-
dekt is met oneffenheden, wier schaduwen wij duidelijk waarnemen; dat zijn de bergen der Maan, welke wij thans nader zullen onderzoeken. Op de Maan zien wij, dat de verschijnselen, welke wij er waarne-
men, dan eens cirkelvormig dan eens langwerpig zijn; dat verschil heeft echter zijn grond niet in den waren, vorm, want alle diepten heb- ben den cirkelvorm, zooals wij waarnemen in de centrale streken der Maan; naarmate zij zich echter meer aan den rand der Maan be- vinden, krijgen zij een langwerpigen vorm, hoemcer aan den rand hoe langwerpiger. Die ovale vorm is dus een gevolg van de perspee- tief, want naarmate zij meer aan den rand liggen, zien wij er schuiner op, en dit is de oorzaak van den langwerpigen vorm. De ware grondvorm van de diepten en ingesloten vlakten op de Maan is de cirkelvorm. Wanneer wij nu bij het eerste kwartier een kijker naar de Maan
richten, zien wij hoe langzamerhand het zonnelicht zich uitbreidt over het oostelijk gedeelte der schijf. Verrassend is het te zien hoe in die streken, die nog in het duister zijn gedompeld, de Zon hare stra- len schiet op den stijlen binnenkant van eene onislotcne vlakte, die zich eerst sikkelvormig aan ons oog vertoont, en langzamerhand de gansche binnenruimte verlicht; dan weder ziet men in het duistere gedeelte een helder verlicht punt rondom in het duister schitteren, dat is de top van een berg door het zonlicht beschenen, terwijl de voet nog in het duister is gehuld. Wij zien dus in waarheid hoc de Zon opgaat op de Maan (zie PI. XXVII, Fig. 2). Naarmate de Maan voller wordt verminderen de slagschaduwen der bergen en worden de omsloten binneuvlakten meer door het volle licht bestraald. |
|||||
|
1G4
|
|||||
|
Aan de kleinere diepten op de Maan heeft men den naam van kraters
of vulkanen gegeven, en aan de grooteren den naam van ringgeberg- ten; de alleen staande bergen, die zich soms in het midden van zulk een ring of wal bevinden, noemt men ceutraalbergen. De voornaamste der maanbergen dragen den naam der grootste geleerden van onderen en nieuweren tijd, terwijl men zeer nauwkeurige kaarten van de Maan heeft vervaardigd \', zoodat men thans reeds meer dan 400 sterrenkun- digen in de Maan kan vinden. Bergketenen, zooals wij die op Aarde vinden, zijn op het zichtbare
halfrond der Maan niet talrijk. De meesten bevinden zich in het noor- delijk gedeelte. De Alpen 1) (zie Plaat XXV), de Caucasus H, de Appenij- nen 1, de Pyreneën Ui, welke de zee van Nectar en de zee der vruchtbaarheid van elkander scheiden. In het midden heeft men nog den naam van Kar pulken en het Ourahjebergle aan eenige streken gegeven. Echter bestaat er een zeer eigendommelijk verschil tusschen die berg- ketenen op de Maan en die van onze Aarde. De aardsche bergkete- neu loopen het meest rechtlijnig of evenwijdig met een grooten cirkel van den aardbol, en vormen daardoor verschillende stelsels, die eik- ander in verschillende richtingen doorsnijden, en met een bepaald tijdperk van opheffing overeenkomen: maar de bergketenen der Maan zijn bijna allen boogvormig, alsof zij vroeger behoord hebben tot groote cirkels of omwallingen. Onder opzicht van den vorm vinden wij in het gebergte van Hohenien eenige overeenkomst. De sterrenkundigen gebruiken verschillende wijzen om de hoogte
der maanbergen te berekenen. Van die berekeningen zullen wij in het derde deel verslag geven. Hier geven wij alleen de uitkomsten dier berekeningen. In den omtrek van de zuidpool der Maan vindt men de hoogsten. De top van den berg Dorfel bereikt eene hoogte van 7(i(M) nieters, terwijl de bergen Casatus en Curtius (5i)56 en 6769 meters bereiken. Het ringgebergte Newton heeft eene hoogte van 7204 meters, en daardoor, zegt Hnmboldt, wordt de bodem van dat ring- gebergte noch door de Zon, nog door de Aarde verlicht, omdat het zich te dicht aan de pool bevindt, en de zonnestralen er steeds in eene schuinsche richting invallen. 1 In 1S30 zaff eene prachtige Mnppa .Selenojfraphiea door Miïdler en Heer het licht
Hevelius was een der eersten, die aan de verschijnselen op de Maan namen gal van zeeën en landen der Aarde. |
|||||
|
165
|
|||||
|
Ook in de noorder streken vindt men belangrijke hoogten: Oalippus, in
de Caucasusketen, is l)21ti nieters hoog, en Huijghens, in de Appe- nijnenketen, 5550 meters. De alleenstaande bergen binnen in de kraters of wal vlakten, zijn
minder hoog dan de toppen van het hun omringende walgebergte, maar zij overtreffen toch verre de hoogste bergen van ons werelddeel. De centraalberg uit den krater Tijcho is 5000 meters hoog; die van Eratosthcnus, op het einde der Appenijnen, verheft zich 4800 meters boven den bodem van de omslotene vlakte. Volgens talrijke metingen, door Beer en Müdler, vonden zij 39 bergen booger dan de Mont- Blanc, die toch 4800 meters bereikt, en 6 waren er booger dan 6000 meters en wedijverden dus met de hoogste toppen van de Cordilleras de los Audes. Niet minder verwonderlijk zijn de afmetingen van zulke ingeslotene walvlakten. Ptolomeus (12), (\'opende (1), Tijcho (6) heb- ben middellijnen van 180, 96 en H8 kilometers, en van meer dan der- tig anderen hcett men middellijnen gevonden van meer dan 80 kilome- ters lang. De wal vlakte Sbickardt (11), ecne der grootsten op het zicht- bare halfrond, beeft eene nnddellijn van 256 kilometers of 34\'/j geogr. mijl, en de hoogte van een der haar omringende bergtoppen is .\'5200 meters, zoodat iemand, die zich in het midden van die uitge- breide diepte zou bevinden, toch de toppen van bet hem omringende walgebergte niet zien zoude, omdat, wegens den gebogen vorm van den maanhol en de groote uitgebreidheid, zelfs de onderste deelen van liet walgebergte onder den horizon verborgen zonden wezen. De bergen der Maan hebben, evenals de bergen der Aarde, een
vulkanische» oorsprong. De ringvorni der groote walvlakten en der kleinere diepten, waaraan men den naam van kraters heeft gegeven, is er aanstonds reeds een l>ewijs voor. Maar hoewel de vulkanische werking de waarschijnlijkste oorsprong is der maanbergen, wil dit echter niet zeggen, dat zij alleen hun aanzijn te danken hebben aan vulkanische opstuwing, in den engeren zin ran dat woord. De meest aangenomene hypothese over de Maan is, dat zij oorspron-
kelijk, evenals onze Aarde, een vloeibare bol is geweest, wiens op- pcrvlakte door de warmteuitstraling allengs gestold is; die vaste schors nu is de zetel geweest der opvolgende verschijnselen en werkingen, waardoor zij den vorm heeft aangenomen, welken zij thans bezit. De groote hitte van de kern, ontwikkaldc gassen en dampen, die zich een uitweg baanden door het nog zwakke omhulsel, dat daardoor |
|||||
|
Uit;
|
|||||
|
niet omhoog gestuwd werd zooals onze bergen, maar dat door de
reusachtige gasblaas werd opgeheven, die, openspattend, oorzaak was van de cirkelvormige walgebergten op de oppervlakte, en daardoor die uitgebreide vlakten vormde, welke wij de zeeën der Maan noemen, en die, hoewel de grenzen der nieesten door latere vulkanische wer- kingen verwoest zijn, nog een oorspronkelijken ring of cirkelvorm vertoonen. Latere opheffingen vonden, wegens de dikkere korst, grooteren tegen-
stand , en veroorzaakten dus eirkeldiepten van kleiner omvang dan de eersten, dezulken zijn: Tycho (<>), Shickardt (11), Gassendi (5), Copernicus (1), Kepler (2), Archimedes (3), Pytagoras (4), Plato (10), 1\'tolonieus (12), Albatcgnius (13), Marsenna (14), Aris- totcles (15), Aristarchus (17) en anderen. Naarmate de opheffingen jonger zijn, werden de afmetingen kleiner, eensdeels om de mindere kracht, die ze voortbracht, en anderdeels om de sterkere schors, welke doorgebroken moest worden. Een bewijs, dat die kleineren van latere vorming zijn, vindt men duidelijk daarin, dat men er zeer velen ge- vormd ziet op de hellingen en grenzen van de grooteren, die daar- door zelfs hunnen cirkelvorm verloren en een vcelhoekigen aannamen. Wij moeten hier de tweevoudige natuur opmerken van den bodem
van onzen wachter. De eerste vindt men in de bergachtige streken, die vooral de zuidelijke gedeelten van de maanschijf bedekken, en waaraan men den naam van vastland heeft gegeven. De poreuse vorm, zegt een groot selenograaf, Chacornac, de groote terugkaatsendc eigen- schap en vooral de verhevenheid van die streken, doet een groot on- derscheid zien met de meer vlakke gedeelten, wier donkerder kleur en effene vlakte ze, volgens Herschel, meer den schijn geeft van allu- viale vlotgrondcn. Maar zijn de zeeën der Maan alluviale vlakten?
Niet in den zin, waarin wij de vlotgestecnten van onze Aarde den-
ken: maar de bovengenoemde astronoom, steunende op talrijke en belangrijke verschijningen, wil dat op die eerste vorming der groote wal vlakten eenc soort van overstrooming, of beter, eene slijkaehtige uitstorting heeft plaats gehad. Die bruine slijkmassa zou meer dan twee derde der Maan bedekt hebben, en zich overal op den bodem der ringvormige vlakten hebben neergezet. En als men nauwkeurig de verschillende kraters op de Maan bc-
s chouwt, ziet men dat cenigen van binnen een zuiveren kegel- |
|||||
|
167
|
|||||
|
vorm hebben met ongeschonden wanden, en dat van anderen de
wanden verbroken zijn, terwijl de bodem gelijke hoogte heeft met de omliggende valleien; vooral op de oevers der zoogenaamde zeeën ziet men dergelijke verbrokkelde kraters, wier binnenste gevuld schijnt met de slijkstrooming, waarvan Chacornac spreekt; hun vorm is een halfrond, terwijl de eene helft aan den zeekant verbroken is, alsof zulks geschiedt was door een iustroomeuden vloed. Dergelijk geval had in deze eeuw plaats met het eiland S. Paulus, in den Indischcn Oceaan, toen de wateren des Oceaans den krater van het gebergte op dat eiland vulden. Volgens die hypothese, welke door de waargenomen feiten eene groote
waarschijnlijkheid verkrijgt, ziet men dus dat het verschil, dat men waarneemt in de bergstreken der Maan en in de meer effene vlakten, zijn oorsprong heeft in een verschil van vorming. Dan begrijpt men de ruwe puntvormige oppervlakte der streken van het zoogenaamde vasteland en de gladde oppervlakte der zoogenaamde zeeën, die dan gelijk zijn aan eene vlakte van gedroogd slib. De oorzaak echter van die vorming aan te geven is zeer moeielijk,
omdat wij daarvoor eene nauwkeurige kennis moeten bezitten van de verschillende toestanden, welke onze wachter doorloopen heeft. Cha- cornac maakt daarover de volgende hypothese: hij meent dat toen onze wachter een zekeren graad van bekoeling had bereikt, daar- door den neerslag (praecipitatie) der dampen en gassen werd begun- stigd, die in den vorm van regen zich op de oppervlakte verbreidden, en zoo overal de groote kraters en diepten vulden, terwijl de later gevormde kraters voor dergelijke aanslibbingen veilig waren. Er bestaat dus tusschen de kraters op de Maan en op onze Aarde
veel overeenkomst, maar ook veel verschil. De overeenkomst bestaat in de oorzaak, eene plutonische, zooals de geologen zeggen; maar die oorzaak heeft op de Maan andere gevolgen gehad dan op de Aarde, en hierin bestaat het verschil. Eerstens schijnen de stoffen van onzen wachter geheel anderen te zijn dan die, welke de kern onzer Aarde vormen; met zekerheid immers weet men, dat hunne dichtheid een groot verschil oplevert. Want de zwaarte op de Maan is vijf" a zes- maal minder dan op onzen Aardbol, en dit alleen, in verband met het gemis van dampkringsdrukking, moet de werking dier onder- maanschc krachten reeds zeer gewijzigd hebben. De opgestuwde kegel der aardsche vulkanen verheft zich tot eene
|
|||||
|
168
|
|||||
|
aanmerkelijke hoogte boven de omliggende vlakten, terwijl de eigenlijk
gezegde krater veel minder diep is; deze krater kan beschouwd wor- den als de mond van een nauwen schoorsteen, die met de inwendige lagen van den aardbol in gemeenscha]) staat. O]) de Maan echter vindt juist het tegenovergestelde plaats; daar is de inwendige diepte veel lager dan de omliggende valleien, en de opgestuwde wanden zijn ook minder hoog, zoodat de gansene berg meer gevormd schijnt door eene oorspronkelijke gasblaas dan door eene eigenlijke vulkani- sche uitbarsting. Wellicht zijn er onder de kleinere kraters, die van jonger dagtee-
kening zijn, eenigen die geheel en al overeenkomen met de kraters der aardsche vulkanen, want de diepte belet het zien van den in- wendigen bodem, \'t Is ook zeer wel mogelijk, dat het verschil van bodem, dat men op de maan waarneemt, daaruit voortkomt, omdat geene eigenlijke sedimentaire formatie, zooals op onze Aarde, de oor- spronkelijke platonische formatie heeft veranderd. De Maan is dus, volgens llumboldt, in denzelfden toestand, waarin
onze Aarde verkeerde, voordat zij bedekt werd door de verschillende lagen, die hun oorsprong uit de zeestroomen namen. Hoe geheel an- ders zou onze Aarde zich voordoen, wanneer zij eens ontdaan was van de tertiaire en sedimentaire formatiën. Wij hebben reeds opgemerkt, dat een groot aantal diepten en
kraters afzonderlijke bergen en kegels hebben, eentraalbergen genoemd, eenigen hebben er zelfs verscheidenen, zoodat men in de walvlakte van Copernic er een zestal telt (zie l\'l. XXVII, Fig. 1). Maar geen enkele dier centraalbergen bereikt de hoogte van het hun omringende walgebergte, velen zijn zelfs lager dan het vlak, waaruit de krater is opgestegen. Ken groot aantal zijn, volgens Miidler en Julius Sclnnidt, wel 2000 meters lager dan de hen omringende wal- gebergten. llumboldt haalt hier het gevoelen van Leopold de Bucli aan, die meent, dat die centraalbergen hun oorsprong niet hebtan in vulkanische uitbarstingen, maar gelijk zijn aan die trachytachtige kegels ot geslotene koepels, zooals men die op verschillende punten der Aarde verspreid vindt. Nog moeten wij aangeven welke gissin- gen men gemaakt heeft over de lichtende strepen, rillen enz., welke men op de Maan waarneemt. Wanneer men den blik slaat op PI. XXV, dan ziet men uit de
voornaamste punten Copernic (1), Kepler (2), Tycho (0) en ande- |
|||||
|
DE STERRENWERELD.
|
||||||
|
PLAAT XXVII
|
||||||
|
Fijj I Iiwveiidiöe van ecu cirkel «ebtret e niet cpntrix.ilbei\'noii rn kr.Uevs
|
||||||
|
169
|
|||||
|
ren, eene reeks heldere strepen loopen, die zich soms in
eene groote lengte over het bergachtig gedeelte uitstrekken. Uit Tycho alleen telt men meer dan honderd zulke nitloopende strepen. Die zonderlinge verschijnselen, waarvan men nog geene voldoende verkla- ring heeft weten te geven, vertoonen zich alleen omstreeks de volle Maan. Hij de andere schijngestalten der Maan zijn dezelve niet zicht- baar, en dit is een bewijs dat het geene verhevenheden zijn, anders zou men hunne schaduw moeten opmerken. Wanneer hun oorsprong vulkanisch is, zijn het wellicht spleten door eene witte kristal- achtige stof opgevuld, die zich op de oppervlakte als zoovele schitte- rende aderen vormen. Chacornac beweert, dat de kraters, waarvan dergelijke strepen uitstralen, van jongeren oorsprong zijn. Toen de uitbarsting, zegt hij, die kraters en cirkelvlakten vormde, baanden de gasstoffen zich een weg door de witte stofdeelcn, die uit vroegere vormingen het gebergte bedekten, en dit was de oorzaak van die lange witte strepen, die in alle richtingen uit Tycho stralen, want daardoor werd de bodem, waarover zij heenstreken, verglaasd of ver- kalkt. De groeven of rille n verschillen merkbaar van de lichtende
strepen. Zij schijnen gevormd te worden door twee evenwijdig loo- pende glooiingen of stijle wanden, door eene soort van rechtlijnige gracht gescheiden. Tijdens de volle Maan schijnen zij helder, maar bij de andere phasen, als het zonlicht schuins op de Maan valt, vertoont zich eene zwarte streep, een bewijs dat een der beide kan- ten zijne schaduw op de tegenovergestelde glooiing werpt. Vroeger meende men er de beddingen in te ontdekken van opge-
droogde rivieren, maar de vorm van die groeven, vaak breeder in het midden dan aan het einde; hunne verbazende breedte, die vaak 2000 meters is, en meer nog de diepte, die afwisselt tusschen 400 en 600 meters, maken die hypothese zeer onwaarschijnlijk; overigens is de lengte dier groeven betrekkelijk gering, van l(j tot 200 kilo- meters. Een bewijs, dat men ze niet als beddingen ecner rivier kan beschouwen, ligt daarin, dat vele van die groeven over bergen heen- loopen, en den wal van verschillende kraters doorsnijden; bij zooveel ongelijkheid van bodem is aan geene rivierbeddingen te denken. lieer en Miidler vonden eene groote gelijkheid in de richting van
zeer velen dier groeven; en dat zij van latcrcn oorsprong zjjn dan de kraters en walvlakten der Maan is duidelijk, wanneer men ziet, dat |
|||||
|
170
|
|||||
|
zij soms midden door zulke kraters licenloopen en hnnnc wanden
verbroken hebben. De Maan is dus een uitgebrande vulkaan, of beter, een door vul-
kanen uitgebrand hemellichaam. Plaat XXVIII geeft ons eene verge- lijking van den vulkanischen Piek van Teneriffe met een der voor- naamste ringgehergten, Copernic, op de Maan. Heeft die vulkanische werking thans opgehouden, of werkt het onder-
maansche vuur nog voort, zoodat het soms tot uitbarsting komt? Zie- daar een vraagstuk, waarmede men zich ook in de laatste tijden veel heeft bezig gehouden. Ulloa meende, tijdens de totale zoneclips van den 24 Juni 1778, een lichtgevend punt op de Maan te hebben waargenomen, hetgeen hij toeschreef aan eene opening door de Maan. Her- schel meende nog werkende vulkanen op de Maan te ontdekken, maar thans gelooft niemand meer aan openingen door de Maan of aan de zichtbaarheid van op de Maan werkende vulkanen; de oor- zaak van die verschijnselen, die tot dergelijke gissingen aanleiding gaven, zoekt men in optischen schijn. Een beter bewijs voor de thans nog heerschende vulkanische wer-
king op de Maan, is de verandering die men heeft waargenomen in sommige streken en kraters der Maan. Julius Schmidt, directeur van het observatorium in Athene, vestigde in 1866 de aandacht op een kleinen krater in de mare serenitatis, Linnens genaamd. Secchi, Wolf, Huggins en andere astronomen, bestudeerden dien krater, en kwamen door onderlinge vergelijkingen en vroegere teekeningen tot de slot- som, dat die krater werkelijk veranderingen heeft ondergaan van zeer jongen datum; die krater is gedeeltelijk gevuld geworden met eene witachtigc stof, die zich naar buiten uitstortend, den oorspron- kclijkcn zijwand van den krater heeft doen verdwijnen. De seleno- graphische commissie, in 18(>4 te Hath opgericht, beeft in drie of vier kraters op de Maan reeds veranderingen waargenomen, en de photographiën van de Maan leverden een vast punt van vergelijking op. Webb vestigde, eenige jaren geleden, reeds de aandacht op zekere veranderingen, die hij in den glans en tint der Maan waar- nam. \'t Is dus waarschijnlijk dat, evenals in het binnenste onzer Aarde, zoo ook op de Maan het geologisch leven nog voortduurt. |
|||||
|
I>K STERKENWKKKLl»
——
|
||||||
|
PLAAT WVII1
|
||||||
|
Fio.2 II- Pielc van TVnenlï\'e .•!! miilivvVnde .).-,-l.n »-»l«ens Sim tl
|
||||||
|
171
|
|||||
|
§ 3. Klimaat op de Maan. — Heeft de Maan een dampkring V — Bewijzen voor liet
bjjna zekere, dat de Maan geen lucht en geen water heelt. — Maanlandschap.— Heeft het van de Aarde afgewende halfrond dezelfde samenstelling. Eene plant of eenig dier van onze Aarde zou op de Maan niet kun-
nen leven, omdat de noodzakelijkste levensvoorwaarden, lucht en water, er ontbreken. De Maan heeft geen dampkring zooals onze Aarde.
Duidelijk schijnt die waarheid bewezen te worden door de sterren-
bedekking, want als de Maan in haren loop voorbij een der licht- punten van den hemel gaat, en dus eene ster met hare schijf bedekt, neemt men geene vermindering van lichtglans in die ster waar, maar zij verdwijnt plotselings in het volle licht, en dit gebeurt zoo- wel bij groote als bij kleine sterren. Had de Maan een dampkring, dan moest de ster, voordat zij door de Maanschijf bedekt werd, eene verzwakking van licht ondergaan door dien dampkring, wat nu het geval niet is. Wanneer de Maan een dampkring bezat, moest deze noodza-
kelijk een straalbrekend vermogen hebben, dat wil zeggen, dat eene ster op het oogenblik, dat zij reeds achter de Maan was, toch nog voor ons zichtbaar zou zijn, en dat zij na achter de Maan te zijn doorge- gaan, reeds zichtbaar zou wezen, terwijl zij in werkelijkheid nog achter de schijf verborgen was. De duur, waarop de ster dus voor ons verborgen was, zou dan veel korter zijn dan de berekening, gemaakt uit de bekende beweging der Maan, ons zou aangeven; dit heeft echter volstrekt geene plaats, en de observatie van het bedekken eener ster, stemt volmaakt overeen met de berekeningen op de snelheid gegrond Tegen het besluit over het niet bestaan van een dampkring om de
Maan zou men kunnen inbrengen: eerstens dat de middellijn der Maan wellicht niet met zooveel juistheid bekend is, om er zulk eene bere- kening op te bouwen. Ook nam Lausse bij de totale zoneclips van 1HG0 een vreemd verschijnsel waar, namelijk dat de hoornen van de nog overblijvende zonnesikkel afgeknot waren; dit zou eveneens op een dampkring wijzen. De observatie weerspreekt echter het bestaan van zulk een damp-
kring, want om de groote nabijheid van onzen wachter, moesten wij |
|||||
|
172
|
|||||
|
zeker de schemering op hem waarnemen. Schröter alleen meent zulk
eene schemering aan de hoornen der Maan te hebhen waargenomen. Overigens moesten wij zeker de wolken, in dien dampkring zwe-
vende, waarnemen, wat nog nimmer het geval is geweest, en de af- scheidingslijn tusschen licht en duisternis, vinden wij ook zeer scherp geteekend. Ja, de schaduwen, welke wij waarnemen van de kraters en bergen, zijn overal scherp, zoowel aan den top als aan den voet dier bergen. Was er een dampkring, dan zou men zeker eenige uit- vloeiing waarnemen. De spectraalanalyse toont tusschen het rechtstreeks opgevangen
en tusschen het van de Maan teruggekaatst zonnelicht, geen wezenlijk verschil, geen enkele nieuwe streep in het maanspec- trum wijst op het bestaan van een dampkring. Jansen, Huggins en Miller maakten hiervan eene bijzondere studie, en onderzochten het spectrum der bedekt wordende sterreu, maar zij namen volstrekt geene verandering waar in het spectrum der ster, wat toch het geval had moeten zijn, wanneer de dampkring der Maan de ster het eerst bedekte; zoodat wij besluiten mogen, dat de Maan geen dampkring heeft. Wanneer de Maan geen dampkring heeft, sluit dat gemis ook in zich het gemis van water, want de vloeistoffen van de zeeën en rivieren zouden noodzakelijk in damp moeten overgaan, omdat zij door geene dampkringsdrukking gebonden zouden blijven, zooals wij zien gebeuren met water onder de klok eener luchtpomp, en omdat de kracht der zonnestralen zoo sterk is, zoude de Maan noodzakelijk omringd moeten zijn door dikke dampen en wolken. Maar dergelijke wolken, zooals wij hierboven reeds opmerkten, zijn nooit ontdekt, daar men de donkere banden van Jupiter en de beweeglijke vlekken van Mars toch wel heeft waargenomen. Zonder lucht en zonder water ontbreken ook noodzakelijk de wind
en de luchtstroomen. Er heerscht dus op de Maan eene doodsche on- beweeglijkheid en eene diepe stilte, want de klank kan zich door geene luchtgolving voortplanten, maar enkel door de trilling der sa- menhangendc deelen van den bodem; de Maan is dus eeue zwijgende en doodsche woestijn. Een maanlandschap heeft echter zijne bijzondere eigenaardigheden;
de schaduwen hebben overal hunne zelfde scherpte; de hardheid der lichtende punten, die op eene bijna zwarte lucht afsteken, wordt enkel gematigd door de terugkaatsende eigenschap van den zoo verschillen |
|||||
|
17;}
|
|||||
|
den maanbodem; een luchtperspectief bestaat er niet en die lichtspe
lingen, die waasachtige tint, die aan onze landschappen zoo veel schoons geven, ontbreekt er. De straalbreking ontbindt er het witte licht niet in de zeven enkelvoudige kleuren met hunne duizende scha- kceringen, en de regenboog en andere dergelijke verschijnselen zijn op de Maan onbekend. Maar daar tegenover staat, dat de sterren bij vollen dag aan het hemelgewelf schitteren. Plaat XXIX geeft ons een denkbeeld van een maanlandschap. In het vorige hoofdstuk zagen wij reeds, dat de meer duistere vlek-
ken op de Maan, welke men vroeger voor zeeën hield, thans beschouwd worden voor vlakten, die lager liggen dan de bergachtige streken. De kleur van sommige dier vlekken, dof groen, gaf eenigsins aanleiding tot de vroegere beweering; anderen zijn echter grijs en rosachtig. Wanneer wij het gemis van water op de Maan aannemen, vindt men eene goede verklaring over den toestand van den bodem, over de geologie van hare bovenste lagen. Altijd echter moet men onder- scheid maken tusschen de bergstreken en streken der vlakten, en het schijnt, dat de gladde oppervlakte dier streken veroorzaakt is door zekere sedimentaire lagen, die zich daar in den loop der eeuwen ge- zet hebben. Het klimaat, dat op onzen wachter heerscht, is niet minder buiten-
gewoon dan zijn geologisch samenstel, liijna 14 dagen lang straalt de Zon onafgebroken op de Maan, zonder dat ecnig wolk- of lucht- gordijn de kracht der zonnestralen breekt. Na zulk eene verzengende warmte, veel heviger dan in de verzengde streken onzer Aarde, volgt een nacht van 14 dagen, veel kouder dan in onze poolstreken. Eigenlijk gezegde jaargetijden bestaan er niet op de Maan; de zwakke
en geringe helling van hare omwentelingsas maakt, dat de Zon voor iedere breedte bijna altijd op dezelfde hoogte staat. In de streken langs den evenaar der Maan staat de Zon bijna altijd in het toppunt en in hare poolstreken rijst zij maar weinig boven den horizon; daar- om hebben de toppen van de bergen, aan de polen der Maan, altijd zonlicht. De Zon zakt nooit lager onder den waren horizon dan 1° 30\', want zoo groot is de hoek, dien het vlak van haren evenaar maakt met het vlak van haren omloop; maar op eene hoogte van 600 meters ziet men, om de kleinheid van den Maanhol, reeds 1° 30\' beneden den waren horizon, zoodat de bergen, die hoogcr dan 600 meters zijn, immer in het zonlicht stralen, en wij weten, volgens de berekenin- |
|||||
|
I)K STKKRKXWKRKLI)
|
|||||||
|
\'I, \\ VI VX1X.
|
|||||||
|
IV1AANLAND SCHAP,
|
|||||||
|
lic\' li|il:Ji|i v.iii vnlli\' uai\'d
|
|||||||
|
174
|
|||||
|
gen van Beer en Miidler, dat aan de noordpool der Maan zich ber-
gen bevinden Aan 3000 meters hoog en aan de zuidpool van 4000 meters. Overigens begrijpt men, dat de ineer of mindere hoogte, waarop de
Zon hare stralen op de verschillende breedten der Maan schiet, niet zulk een invloed kan hebben als op onze Aarde; want op onze Aarde moeten de licht- en warmtestralen van de Zon, al naardat hare hoogte is, grootere en ongelijkere lagen van den dampkring doorgaan, wat op de Maan bet geval niet is, omdat deze geen dampkring heeft. Alles wat wij bier aanteekenen over den piïysieken toestand der Maan,
beeft alleen betrekking op het voor ons zichtbare halfrond. Mogen wij nu daaruit besluiten tot denzelfden toestand op het voor ons onzicht- barc, van ons afgewende halfrond V Verschillende hypothesen, die voortkomen uit de verbeelding en op geene enkele waarneming rus- ten , zijn over dat onzichtbare halfrond gemaakt. Zoo beeft men ge- wild, dat het voor ons onzichtbare ha lfrond der Maan een dampkring bezit. Hanscn, die veel heeft toegebracht tot den vooruitgang in de kennis van de Maan, heeft bewezen, dat het middelpunt der zwaartekracht op de Maan in het van ons afgewende halfrond gelegen is. Daaruit zou volgen dat, als de Maan een dampkring bezat, deze dikker en broeder zou moeten zijn op het halfrond, waarin het zwaartepunt ge- legen is, dan aan de zijde van onze Aarde, en als op het voor ons zichtbare halfrond zich gassen of dampen zouden vormen, dan moes- ten deze immer naar het voor ons onzichtbare halfrond trekken. Het zijn echter onbewezene gissingen. Niets geeft ons ook recht om een verschil van geologischen bouw aan te nemen voor het onzichtbare halfrond; integendeel, de libratie (zie bladz. 155) vertoont ons ten noorden en ten zuiden, ten westeu en ten oosten streken, die tot het onzichtbare halfrond behooren, maar, noch in de bergstreken, noch in de vlakten of zeeën, heeft men eenig verschil waargenomen niet de streken in het zichtbare halfrond, zoodat wij daaruit veeleer het besluit zouden mogen maken, dat het van ons afgewende halfrond der Maan geheel en al overeenkomt met het voor ons zichtbare. § 4. Sterrenkunde voor een Maanbewoner. — Zyn er bewoners op de Maan? —
Duur der dajren en nachten. — De Aarde uit de Maan gezien. — De sterren. — De nevel vlekken. — Zoneclipsen op de Maan. — Invloed der .Maan op de Aarde. Het bestaan van maanbewoners is eene onbewezene, door geen enkelen
redelijken grond gebillijkte, hypothese. Sommige schrijvers, acht ma- |
|||||
|
175
|
|||||
|
kende op de zacht der menschen naar het onbekende en wonderbare,
hebben gansclie beschouwingen over de Selenitcn gemaakt, wier kunst- werken zij wilden bespied hebben door telescopen van eene buiten- gewone kracht. Wij zullen ons met die droomen niet verder inlaten, en alleen opmerken, dat het onmogelijk is van de Aarde op de Maan voorwerpen te onderscheiden ter grootte van een mensch. De Maan is van ons 51000 geogr. mijlen verwijderd. Een ongewa-
pend oog kan, op zijn hoogst genomen, eene mijl ver een mensch nog onderscheiden. Om dus de Maan door verrekijkers schijnbaar tot op eene mijl naar ons toe te halen, zou men eene 51000 malige ver- grooting moeten aanwenden. De grootste bekende telescopen laten eene GOOO malige vergrooting toe, en als die vergrooting op de Maan kon aangewend worden, zou zij voor ons oog toch nog vijftien mijlen van ons verwijderd blijven, en dus alleen voorwerpen, die op Aarde voor het ongewapend oog vijftien mijlen ver zichtbaar zijn, zou men op de Maan kunnen zien. Maar de ondervinding heeft geleerd, dat men op de Maan in ons klimaat slechts met vrucht eene 300 malige vergrooting kan toepassen, zoodat zij zelfs door zulke telescopen nog voor ons oog 2550 mijlen verwijderd blijft, en op dien afstand zal het toch wel onmogelijk blijven om kleinere voorwerpen op de Maan te herkennen. De schijngestalten der Maan leveren ons het bewijs, dat zij in
een tijdsverloop van ruim 29 dagen, of in 709 uren, achtereen- volgens de verschillende doelen van hare oppervlakte naar de Zon keert; ieder van die punten wordt dus gedurende 354 en een half uur door de Zon beschenen; zoolang duurt dus een dag op de Maan en even zoo lang eene nacht. Omdat de Maan echter geen damp- kring bezit, levert de opvolging van dag en nacht niet zulke licht- schakeeringen als op onze Aarde; neen, de afwisseling van licht en duisternis is bijna plotseling, en wordt alleen getemperd door de groote langzaamheid, waarmede de Zon onder den horizon verdwijnt of er boven rijst: want als de Zon opgaat, gaan er tnsschen hetoogen- blik, waarop het eerste punt der zonneschijf boven den horizon komt en het oogenblik, waarop de gansclie schijf zichtbaar is, bijna 10uren voorbij. De opkomst of de ondergang der Zon op de Maan is dus een verschijnsel, dat aldaar bijna een halve van onze aardsche dagen duurt. De zonneschijf vertoont zich op de Maan steeds scherp afgeteekend,
zonder dien stralenkrans te bezitten, waarmede zij zich aan ons oog 12
|
|||||
|
176
|
|||||
|
vertoont. Maar als het waar is, dat de Zon, zooals wij vroeger zagen,
een dampkring bezit, dan moet dit omhulsel duidelijk op de Maan zichtbaar wezen en afsteken tegen den bijna donkeren grond des hc- mels, waarop bij vollen dag de sterren schitteren. Is eenmaal de Zon boven den horizon gerezen, dan straalt zij op de Maan met dezelfde kracht, welke zij in het zenith l>ezit. Wanneer de verschillende onef- - fenheden op de Maan het zonlicht niet terugkaatstcn, zou bet in de schaduw bij vollen dag bijna volmaakt duister zijn, de schitterende sterrenhemel alleen zou er licht verspreiden. Ook de nachten op de Maan zijn zoo duister, dat onze donkerste nachten er ons geen begrip van geven kunnen. Op aarde bezit het hemclruim toch immer eene zekere doorzientbaarheid, en de tint van den hemel is steeds gekleurd of blauw. Maar in de maannachten wordt de harde toon van het zwart nog versterkt door de levendigheid der sterrenlichten, en de aardsche schijf, die voor de Maan aan den hemel staat, verandert niets aan den zwarten aanblik des hemels. De licht- en warmtekracht is echter op het midden van den dag
niet juist gelijk voor de beide halfronden der Maan. Voor alle plaat- sen onder den meridiaan van het naar ons toegekeerde halfrond der Maan, is het middag op het oogenblik, wanneer het voor ons volle Maan is, en voor het van ons afgewende halfrond is het middag juist op het oogenblik, dat het voor ons nieuwe Maan is. Nu weten wij, dat de Maan, wanneer zij vol is, tweemaal zoover van de Zon is als haar middelbare afstand van de Aarde bedraagt, dan zij is bij nieuwe Maan; want bij volle Maan staat de Aarde tusschen Zon en Maan en bij nieuwe Maan staat zij tusschen de Aarde en de Zon. Op bet oogen- blik dus, dat het middag is voor het van ons afgewende halfrond der Maan, is dat gedeelte 707.424 kilometers dichter bij de Zon, dan toen het middag was voor het naar ons toegekeerde halfrond. Dit is juist het Vim gedeelte van den middelbaren afstand der Aarde tot de Zon; hieruit volgt dan ook, dat de schijnbare middclliju der Zon, gezien uit het van ons afgewende halfrond der Maan, \'/ m grootcr is, dan gezien uit bet naar ons toegekeerde halfrond, hetgeen daarin zijne vergoeding vindt, dat de lange dag voor de plaatsen onder den cen- traal-meridiaan ongeveer één uur en zeven minuten langer duurt. Wanneer het nacht is op het voor ons zichtbare gedeelte der Maan,
staat de Aarde onophoudelijk aan den hemel als eene schijf, die 14 maal grooter is dan voor ons de Maan is, en achtereenvolgens |
|||||
|
177
|
|||||
|
doorloopt dan de Aarde de verschillende schijngestalten, zooals de
Maan voor ons. Het aschgrauwe licht, dat wij op de Maan waarne- men, hewijst dat het op dat halfrond nooit volslagen duister is; want de Aarde kaatst het zonlicht op de Maan terug. Op het oogenhlik, dat het voor ons nieuwe Maan, en deze dus voor ons onzichtbaar is, omdat zij zich tusschen de Zon en de Aarde bevindt, op dat oogen- blik is het voor de Maan volle Aarde, omdat dan de gansche schijf der Aarde door bet zonlicht bestraald is. Zie Plaat XXIX. Gelijk het van ons afgewende halfrond der Maan voor ons steeds
onzichtbaar is, zoo is ook op dat halfrond onze Aarde steeds onzicht- baar. De nachten zijn er zonder eenige schemering, en het ecnigc licht, wat er ontvangen wordt, is dat der sterren. Alleen voor de kanten der Maan, die in de libratie deelen, waarover
wij vroeger spraken, is onze Aarde soms zichtbaar, die echter dan maar zeer weinig boven den horizon rijst. Gedurende de lange nachten van 350 uur op het voor ons onzicht-
bare halfrond, wordt de hemel nooit verduisterd door dampkring of wolken. De melkweg, de nevelvlekken, het zodiaklicht en de zonne- protubcrancen, die wij enkel bij totale zonsverduisteringen waarne- men, zijn er altijd zichtbaar op de beide halfronden. Op het van ons afgewende halfrond wordt echter de Zon nooit verduisterd, terwijl op het voor ons zichtbare gedeelte zulk eene verduistering twee uren duren kan; eene maansverduistering voor ons is eene zonsverduiste- ring op de Maan. Dat de Maan een niet onbelangrijken invloed op de Aarde uitoe-
fent, is om bare groote nabijheid zeer natuurlijk. Vroeger over de Aarde sprekende, hebben wij reeds aangestipt, dat
de as van onze Aarde jaarlijks eene kleine verplaatsing ondergaat, nutatie genaamd, de invloed der Maan is er de oorzaak van; tevens weten wij, dat de Maan de voornaamste oorzaak is van de eb en den vloed op onze Aarde; omdat wij echter later meer uitvoerig beide ver- schijnselen zullen verklaren, is het genoeg ze hier slechts aan te stippen. Maar de Maan oefent ook anderen invloed op de Aarde uit, die niet
in de zwaartekracht zijne oorzaak vindt; een invloed, die wel zeer gering is, zoodat men er geene juiste waarde van kan aangeven, maar die toch ook niet ontkend kan worden. Herscbel beweert, dat de Maan, wanneer zij vol is, kracht genoeg bezit om de zoo hoog drijvende zoogenaamde vederwolkjes te doen vervliegen; want omdat de Maan |
|||||
|
178
|
|||||
|
bijna 14 dagen lang aan de zonnehittc is blootgesteld, rijst haar
warmtegraad boven het kookpunt, en daardoor is de Maan in staat ook warmte af te geven; echter is die warmte, zoo meent hij, niet sterk genoeg om tot de Aarde door te dringen, maar wordt door onzen dampkring geabsorbeerd. Verschillende proefnemingen zijn gedaan om den warmtegraad der
Maan te bepalen, maar de kracht der maanstralen is zoo gering, dat eene bepaling hoogst moeielijk is. De stralen der Maan door eene groote linze in één brandpunt vereenigd, zijn niet in staat om een gevoelige thermometer 0°,0004 te doen rijzen. Piazzi Smyth heeft proeven genomen op de piek van Teneriffe, zonder gunstiger gevolg te verkrijgen. Lord Rosse en Mclloni hebben niet eigenaardige mect- werktuigen die proeven op groote schaal nagevolgd, en verkregen een zeer kleinen invloed. liet vorige jaar gaf Marie-Davy in eene zitting der Academie des Sciences te Parijs, een verslag van zijne bevin- dingen over de warmteuitstraling der Maan. Eerst gebruikte hij een zeer gevoelden differentiaal-thermometer,
en met eene linze van drie voet middellijn de maanstralen concentree- rendc, kon hij toch geen invloed waarnemen. Nu gebruikte hij de thermomultiplicator van Melloni, die zoo gevoelig was, dat een hon- derdduizendste gedeelte van een graad merkbaar was. Dit werktuig plaatste hij achter een equatorialen kijker en verkreeg de volgende uitkomsten op de verschillende aangegevene tijdstippen: Ouderdom der Middelbare Waarde in
Maan Middelbare t(jd. kompasafwjjking. thermometergraden.
4 dagen 7 u. 32 min. lu,3 O>,00017
5 „ 7 „ 40 „ 1°,0 O°,O0O13
7 „ 8 ,, 45 „ 5°,8 0°,00075
7 „ 9 „ 12 „ 2°,2 O>,00029
12 „ 8 „ 39 „ 20»,0 0°,Q0260
15 „ 10 „ 11 „ 21",1 0\',00287
De warmtestraling der Maan vermeerdert dus met de schijngcstal-
ten, terwijl de hoogte der Maan en de gesteltenis van den dampkring van grooten invloed is. Wij weten, dat de Maan door hare aantrekking het water merkbaar
en beduidend tot zich trekt, en daarom is er alle grond voor de voor- onderstelling, dat de Maan evenzeer zulk een afwisselenden invloed |
|||||
|
17!»
|
|||||
|
bezit op de lucht, en daardoor ten tijde van nieuwe en volle Maan
luchtstroomingen veroorzaakt. Vele onderzoekingen hebben plaats gehad om den invloed der
Maan op de weersverandering na te sporen; alleen door eene veclja- rige opmerking van de weersgesteltenis kan men alleen een besluit maken over dien invloed, en uit alle gemaakte onderzoekingen volgt, dat de weersverandering zich niet naar de Maan richt, maar haren oorsprong heeft in vele te zamen werkende, deels bekende, deels on- bekende oorzaken. Ten slotte stippen wij nog een paar verschijnselen aan, die met
de Maan in verband gebracht worden, ofschoon het noodig is te on- derzoeken of zij wel eigenlijk in de Maan hunne oorzaak vinden. In West-Indië heeft men reeds lang de opmerking gemaakt, dat hout, ten tijde der volle Maan gekapt, veel gemakkelijker springt en aan bederf onderhevig is, zoodat het om te bewerken veel slechter is dan hout, tijdens eene andere schijngestalte der Maan gekapt. Ook in onze streken heeft men dergelijke opmerkingen gemaakt. Het hout gedu- rende het laatste kwartier der Maan gekapt, schijnt het beste ter be- arbeiding te zijn, omdat het dan het minste saprijk is. Zeker is het tevens, dat de Maan op de planten invloed heeft.
Planten, die in het duister verbleekt zijn, herkrijgen in het maan- liclit hunne groene kleur. Zekere zilverpreparaten worden door het maanlicht zwart en sommige kleuren verbleeken. Sommige ziekten, vooral bij krenking der verstandelijke vernio-
gens, worden erger ten tijde van volle Maan. Het zij genoeg zulke verschijnselen hier aan te stippen; de nadere verklaring moet van .de natuuronderzoekers gevraagd worden. |
|||||
|
Y.
|
|||||
|
MARS. <ƒ
§ 1. Schijnbare bewegingen van Mars. — Oppositie, conjunctie en quadratuur.
Duur der synodische en siderische omwenteling. — Elementen van z|jne loop- baan. — Afstand van de Zon en van de Aarde. Mars is de eerste der buitenplaneten, zijne baan ligt verder van de
Zon dan de baan van onze aarde, welke dus door de baan van Mars wordt ingesloten, en dit is de oorzaak, dat in plaats van de kleine slingeringen, welke wij bij Mercurius en Venus aan weerszijden der Zon opmerkten, en die zich tot "op een bepaalden afstand uitstrekten, wij integendeel Mars eiken verschillenden stand zien innemen; dan eens bevindt hij zich in rechte lijn met de Zon, maar zoodanig dat de Zon tusschen onze Aarde en Mars geplaatst is, dan is hij in zijne bovenste conjunctie met de Zon, gaat met haar op en onder en is voor ons onzichtbaar, omdat hij in de stralen der Zon voor ons oog verborgen is. Daarna verwijdert hij zich schijnbaar van de Zon, en wanneer hij 90° van de Zon verwijderd is, noemt men zulks in quadratuur met de Zon zijn, omdat de beide lijnen, die van de Aarde tot de Zon en van de Aarde tot Mars getrokken worden, met elkander een rechthoek van 90° maken. Eindelijk komt er nog een oogenblik dat Mars met de Zon en de Aarde in ééne rechte lijn staat, echter niet zooals bij de conjunctie, maar dan staat de Aarde tusschen de Zon en de planeet in, welken stand men de oppositie van Mars noemt; dan gaat hij te middernacht door den meridiaan, en in dien stand is hij het gunstigst ter waarneming, om de groote nabij- heid, waarop hij zich tot de Aarde bevindt en tevens, omdat hij in dien stand hoog boven den horizon staat. 13
|
|||||
|
-
|
|||
|
1*2
|
||||||||
|
Omdat de schijnbewegingen van Mars werkelijk verschillen van de
bewegingen der binnenplaneten, en integendeel overeenkomen met die der overige buitenplaneten, geven wij hier tot duidelijkheid de ver- schillende standen van Mars met betrekking tot onze Aarde (Zie Fig. 20). |
||||||||
|
(Pig. 20.) Uitlegging der bewegingen van Mars.
|
||||||||
|
Den 10 Maart van dit jaar (1871) bevond Mars zich in oppositie
met de Zon en stond dus met betrekking tot onze Aarde tegenover de Zon in M. en de Aarde in A. Beide planeten gingen nu voort op hunne baan, zoodat den 2(> Juni de Aarde in A\' en Mars in M\'was, en dus in quadratuur niet de Zon, omdat de hoek, waarmede men van de Aarde op de Zon en op Mars zag, een rechthoek was. Nu snelt de Aarde op hare baan voort, zoodat op den 27 Mei 1872 de pla- neet zich met de Zon in conjunctie bevindt. Wanneer de Aarde nog eens een omloop heeft volbracht, bevindt Mars zich op nieuw in oppositie, en wel den 27 April 1873. Omdat de Aarde in kleiner kring en sneller dan eene der buiten-
planeten om de Zon loopt, zal het soms den schijn hebbeu, alsof de buitenplaneet teruggaat, dat wil zeggen, van het Oosten naar het |
||||||||
|
183
|
||||||
|
Westen; men noemt dit retrograde en heeft plaats, wanneer de
Aarde en de planeet zich aan dezelfde zijde der Zon bevinden. Wan- neer men zich in een snel rollend rijtuig bevindt, heeft het ook den schijn alsof de langzamer zich bewegende rijtuigen, welke men vooruitsnelt, zich achterwaarts bewegen; op dezelfde wijze begrijpt men gemakkelijk de schijnbaar achterwaartsche beweging der planeet met betrekking tot de achter haar geplaatste vaste sterren. Evenzoo bereikt de planeet soms een punt op hare baan, waarop zij met be- trekking tot de Aarde schijnt stil te staan, en zich noch voor- noch achteruit te bewegen; dit noemt men stationnair zijn en is altijd het oogenblik, waarop de planeet van de schijnbare retograde-beweging overgaat tot de directe beweging of omgekeerd\'. Tusschen twee op elkander volgende oppositiën verloopen gemid-
deld 779 dagen, dat is 2 jaren, 48 dagen, 23 uren; dit is de syno- dische omloop, want de siderische of zuivere omloop van Mars is veel kortereu bedraagt 686 dagen, 23 ur. 30 min. 41 sec. De oorzaak van dit verschil tusschen synodischen en siderischen ondoop hebben wij bij de beschouwing van Mercurius reeds verklaard en is hierin gelegen, dat de Aarde niet stil staat, maar zich ook op hare baan voortbeweegt. De bewegingen van Mars zijn in de geschiedenis der sterrenkunde
beroemd, want vooral aan de beschouwing dier bewegingen had Kepler de ontdekking te danken dier wetten, welke zijn naam dragen. De loopbaan welke hij beschrijft is, evenals van de andere pla-
neten, eene ellips, wier vlak echter niet samenvalt met het vlak der loopbaan van onze Aarde, maar beide vlakken maken een kleinen hoek van nog geen twee graden (1° 58\' 2",3). Na die van Mercurius heeft Mars, de planetoïden alleen uitge-
zonderd, de meest langwerpige loopbaan en dus de grootste uit- middclpuntigheid. Wanneer wij de halve groote as van de loopbaan tot eenheid nemen, krijgen wij voor de excentriciteit der Mars- baan 0,0932611; de halve groote as van Mars is ongeveer 31 mil- lioen geogr. mijlen lang, en dus is de uitmiddelpuntigheid bijna 3 millioen mijlen, terwijl die van onze Aarde slechts 345,000 mijlen is; |
||||||
|
1 De sterrenkundigen gebruiken zekere teekens oin den verschillenden stand der
planeten aan te geven, t«Jv. ƒ sup. 4 © beteekent, dat Mars in bovenste conjunctie niet de Zon is; J o-o q Mars in oppositie met de Zon, en J O O Mars in quadra- tuur met de Zon. 13*
|
||||||
|
184
|
|||||||
|
daaruit begrijpen wij, (lat de afstand van Mars in het perihelium of
in het apheliuin een zeer groot verschil oplevert. Die afstand, in getallen uitgedrukt, geeft de volgende uitkomsten1:
In stralen der aardsche loopbaan. In millioenen Geogr. myien.
Aphel. 1,6658 34,45 Middelb. 1,5236 31,51
Perihel. 1,3810 • 28,57.
Tussehcn de uiterste afstanden van Mars tot de Zon bestaat er dus
een verschil van bijna <i millioen mijlen, het vijfde gedeelte ongeveer van den middelbaren afstand. De gansebe omvang van zijne loopbaan bedraagt in ronde getallen
bijna 106 millioen geogr. mijlen, welke baan de planeet aflegt met eene gemiddelde snelheid van 37i mijl iedere seconde, eene snelheid welke s/io van de snelheid onzer Aarde bedraagt. De afstand van Hars tot onze Aarde levert een zeer groot verschil op. In de bovenste con- junctic van Mars is die afstand het grootst en bedraagt de som der voerstraleu van beide banen, of met andere woorden de som van den middelbaren afstand onzer Aarde tot de Zon met den middelbaren af- stand van Mars tot de Zon, terwijl op het tijdstip der oppositie de afstand gelijk is aan het verschil der beide voerstralen. Grootste afstand 55 millioen mijlen Kleinste „ 8 „ „ § 2. Mars met het blootc oog beschouwd. — Kleur en schittering. — Mars met den
teleakoop beschouwd. — Zjjne schijngestalten. — Verschil in schijnbare middellijn , ware afmetingen, oppervlakte en inhoud. — Massa en dichtheid van Mars. — Zwaarte op de planeet. Voor het ongewapend oog straalt Mars als eene ster van de eerste
grootte in een helder rood licht, waarom de ouden hem reeds den vurigen noemden. Naarmate de afstand is, waarop hij zich met betrek- king tot de Aarde bevindt, is die glans zeer verschillend. Wanneer Mars in oppositie niet de Zon is, is zijn glans het schitterendst en onderscheidt hij zich van de vaste sterren door zijn rustig en niet tin- |
|||||||
|
1 Tot nu toe hebben wjj soms de afstanden en andere grootheden uitgedrukt in
kilometers, voortaan geven wy die in geographische mijlen. Zulk eene myi staat ge- ïyk met 7407 meters. |
|||||||
|
185
|
|||||
|
telend licht, dat hij met andere planeten geineen heeft, hoewel Ve-
nus en Mercurius soms een tintelend licht bezitten. Wanneer men Mars met den teleskoop beschouwt, neemt het
schitterend punt den vorm aan van eene zuiver ronde schijf, wier roode tint veel vermindert maar niet verdwijnt. Met eene genoegzame vergrooting beschouwd, ziet men, vooral op het tijdstip der oppositie, een aantal vlekken op de schijf, welke wij aanstonds zullen beschrij- ven. Hoewel de planeet haar licht van de Zon ontleent en dus maar één van bare halfronden verlicht heeft, vertoont de schijf van Mars zich steeds bijna cirkelrond; nooit heeft zij de sikkelge- stalten zooals Vcnus en Mercurius, want omdat de loopbaan van Mars geheel en al die van onze Aarde omsluit, is het duistere gedeelte, dat Mars ons toekeert, zeer gering. Op het tijdstip van dequadratuur is dat gedeelte het grootst, en toch verschilt dan de schijf zeer weinig van een cirkel. Hoe gering die schijngestalte ook is, toch bewijst het wat wij hierboven reeds neerschreven, dat het licht, waardoor Mars schittert, geen eigen maar teruggekaatst zonlicht is. Op middelbaren afstand beeft Mars eene schijnbare middellijn van
9",38 volgens Bessel, 0",52 volgens Kaiser. Die afmetingen verschillen zeer veel, al naardat de planeet in oppositie of in conjunctie is; in het eerste geval is de schijnbare middellijn 3",5, en in het laatste 25\',6. Plaat XXXI, Fig. 2 geeft dat verbazende onderlinge verschil aan. Wanneer wij onze Aarde in hare verschillende verhoudingen tot een-
beid nemen, dan verkrijgen wij voor Mars: middellijn 0,545 of 938 geogr. mijlen,
oppervlakte 0,30 of 2.760000 □ mijlen, inhoud 0,16 of 432.000000 kub. mijlen. Het schijnt genoegzaam zeker te zijn, dat Mars een langwerpig
ronden vorm heeft, dat wil zeggen, dat hij aan de polen afgeplat of op zijn aequator eenigszins gezwollen is. I)c juiste bepaling van die afplatting vindt echter groote moeiclijkheden, welke men toeschrijft aan de irradiatie van de blinkende sneeuw- of ijsvlakten, welke men aan de beide polen van Mars waarneemt. Arago, die met groote zorg de beide middellijnen heeft gemeten, komt tot het besluit dat de korte as V3o korter is dan de lange. Herschel schatte in 1784 dat verschil op Vu. Schröter daarentegen wilde Vso. Onze Kaiser geeft Vim voor de afplatting, volgens de metingen door hem ondernomen gedurende de oppositie van 1862. |
|||||
|
186
|
|||||
|
Wanneer men de vooronderstelling aanneemt, dat Mars zoowel als
alle andere planeten eertijds in een vloeibaren toestand is geweest, dan zijn de boven aangebaalde getallen te groot, en niet in overeen- steinming met de wetten der hydrostatica \' over de vorming der he- mellicliamen. Wellicht is de mindere juistheid dier afmetingen wel de oorzaak van die afwijking, en komen de sterrenkundigen bij andere metingen, tijdens volgende oppositiën, tot meer overeenstemmende uitkomsten. Wanneer men de massa van Mars berekent uit de storingen,2 welke
hij uitoefent op de baan van onze Aarde, komt men tot het be- sluit, dat hij ongeveer het drie millioenste gedeelte der zonnemassa bevat en het bijna \'/»« gedeelte van onze Aarde (0,12). Wanneer men de dichtheid \' der Aarde tot eenheid neemt, dan is de middelbare dichtheid van Mars 0,737, en de dichtheid van water tot maatstaf genomen, dan is die van Mars gelijk aan 4,19, waaruit men besluit, dat de stof, uit welke Mars bestaat, overeenkomt met een groot aantal van onze mineralen en ook met cenige op aarde neergekomen luchtsteenen. Men moet bij dergelijke bepalingen echter in het oog houden, dat
er steeds een groote onbekende blijft: de toenemende dichtheid toch van de oppervlakte van het middelpunt blijft immer voor onze navor- schingen verborgen, zoodat men de ware dichtheid van de stoffen op de planeet eigenlijk niet kent, maar men immer eene gemiddelde dichtheid aangeeft. De zwaartekracht op die planeet is, met die van onze Aarde vergeleken 0,40, zoodat een vallend lichaam enkel door de zwaartekracht eene snelheid bezit van 1,97 meters in de seconde. § 3. Mars met den teleskoop beschouwd. — Blijvende vlekken op de schijf. — Om-
wenteling der planeet. — Dag en nacht, jaargetijden op Mars. — Vaste vlek- ken, kleur, vastland en zeeën. — Veranderlijke vlekken, dampkring, sneeuw en \' Hydrostatiea is de leer der wetten van het evenwicht der vloeistoffen.
3 Zjjn de afwijkingen der hemellichamen uit hunne zuivere elliptische baan, veroor-
zaakt door de op elkander werkende aantrekkingskracht van andere; hemellichamen, hierover in het derde deel meer uitvoerig. 3 Dichtheid van een lichaam is de verhouding van het gewicht tot den omvang, of
m. a. w. beteekent de massa zijner weegbare deelen, vergeleken bjj die van een ander lichaam van gelijken omvang. li\\\\ eene opgave van dichtheid neemt men ge- woonljjk zuiver water tot éénheid. Hoe dichter een lichaam is hoe zwaarder, omdat het meer deelen bevat en dus minder h\'1 of poreus is. Wanneer men de massa deelt door den inhoud, verkrijgt men de dichtheid. Hierover later meer uitgebreid in het derde deel. |
|||||
|
187
|
|||||
|
U» der polen. — Waterdamp bewezen door de spectraal-analyse. — Klimaat en
meteorologie van Mars. Wanneer men Mars in een daarvoor gnnstigen stand met een goe-
den tcleskoop waarneemt, vertoont zich zijne schijt\' cirkelvormig, met heldere en duistere vlekken bedekt, wier glans en kleur merke- lijk verschillen. De meer schitterende en heldere vlekken hebben, be- halve een paar aan elkander tegenovergestelde punten, eene eigenaar- dige roode tint, terwijl de meer duistere vlekken, wellicht een gevolg van het contrast, eene blauwe of liever grijsgroene tint bezitten. Zijne schijf is helderder aan de zijden dan in het middelpunt, terwijl de meer duistere vlekken aan de randen der planeet geheel verdwij- nen. Op twee punten van de schijf, die echter niet lijnrecht tegen- over elkander staan, vertoonen zich twee vlekken van ongelijke grootte, maar in eene helder witte kleur, die sterk afsteekt tegen de roode tint; die beide vlekken teekenen ongeveer de polen van Mars. Al deze verschijnselen, welke men op de planeet waarneemt, zijn
gedeeltelijk blijvend en gedeeltelijk veranderlijk. Talrijke en nauwkeurige waarnemingen hebben den blijvenden vorm
dier voornaamste vlekken genoegzaam bewezen; zulke waarnemingen zijn echter veel moeielijker dan men oppervlakkig wel zou meenen, want omdat de planeet in ruim 24 uren om hare as wentelt, veran- dert zij voor ons oog in weinige uren. Het schijnt dat Fontana in 1636 het eerst de duistere vlekken van
Mars waarnam. Bartoli zag er acht jaren later twee, die, omdat zij van tijd tot tijd verdwenen, reeds eene omwenteling deden vooron- derstellen, welke door Cassini in 1666 ontdekt, en wier duur door hem bepaald werd. Hij bevond dat de Marskogel van liet westen naar het oosten om zijne as wentelt in 24 ur. 40 min. Maraldi, Herschel, Beer en Miidler hebben volgens hunne eigene waarnemingen die berekenin- gen nagegaan, zoodat Proctor, een Engelsen sterrenkundige, al de vroegere gegevens tot zijne dienst hebbende, de duur eener omwente- ling bepaalde op 24 uren, ;37 min. en 2\') seconden. De sterrendag van Mars is dus 41 min. 10 sec. langer dan een sterrendag
van onze Aarde. Om hieruit den duur van een zonnedag te bereke- nen, moet men in het oog houden, dat Mars zijn loop om de Zon volbrengt in 686,98 van onze zonncdagen; omdat hij echter iets lang- zamcr wentelt dan onze Aarde, volbrengt hij in dien tijd ongeveer |
|||||
|
188
|
|||||
|
669 omwentelingen, zoodat zijn zonnejaar bestaat uit 668 zonnedagen,
en daaruit volgt, dat ieder van die zonnedagen ook langer is dan op onze Aarde en een middelbaren duur beeft van 24 uren 39 min. 23 sec. Wat de omwenteling van Mars betreft, bestaat er dus veel over-
eenkomst met onze Aarde; de verschijnselen, die daaruit hun oorsprong nemen, zooals de opvolging van dag en nacht, het op- en onder- gaan der Zon en der sterren, vertoonen er zich evenals bij ons. De snelheid der planeet bij hare omwenteling verschilt, zooals wij
zagen, niet veel van die onzer Aarde, hoewel de ware snelheid van een punt op haren aequator, omdat de bol van Mars veel kleiner is, niet zoo groot is als die van een punt op onzen aequator. In plaats van, gelijk op onze Aarde, iedere seconde 465 meters af te leggen, is de afstand, welke een punt op den aequator van Mars af- legt, iets meer dan de helft, namelijk 246 meters. Daaruit volgt, dat de middelpuntvliedende kracht minder sterk, en
haar invloed op de zwaartekracht ook veel minder is dan op onze Aarde. Op dezen grond hebben verschillende sterrenkundigen de af- platting, welke men bij Mars meende waargenomen te hebben, voor overdreven verklaard. Uit de schijnbare beweging der vlekken heeft men de richting van
de omwentelingsas bepaald, en men meent dat die met het vlak van de loopbaan een hoek maakt van 62° 44\' (Zie PI. XXXI Fig. 1), wat weinig verschil oplevert met de as der Aarde, die een hoek van 66° 31\' met de loopbaan maakt. Mars is dus, evenals onze Aarde, in koude, gematigde en verzengde streken verdeeld; de duur van dag en nacht volgens de verschillende breedten, de lange poolnachten en pooldagen, in een woord, de verdeeling van licht en warmte zijn verschijnselen op Mars, die geheelenal met die van onze Aarde overeenkomen. Wat de duur der jaargetijden betreft, daarin bestaat echter een aan- merkelijk verschil. Op Mars zijn de jaargetijden veel langer en hun betrekkelijke duur levert zeer groote ongelijkheden op. Dat verschil vindt zijne oorzaak eerstens in het lange jaar van Mars en vervolgens in de groote uitmiddelpuntigheid van zijne loopbaan. Zie hier hoe de 668 dagen op het noorder halfrond verdeeld zijn:
Duur van de Lente.....191
„ „ den Zomer .... 181
„ „ „ Herfst.....149
„ „ „ Winter .... 14X
|
|||||
|
iik sri:i;i;i:\\\\\\i:i;].i.n
|
|||||||
|
PLAAT N.WI
|
|||||||
|
\'il>. I. Helling dor as van Mors._ suist ili<
|
|||||||
|
Kijj. \'.\' S«:hl|iiluuv ;i|\'nii\'lin-.\' van .M;>rs nu wr.s.\'liillonilrii at\'sl ainl.
|
|||||||
|
189
|
|||||
|
Deze getallen zijn met betrekking tot het noorder halfrond; maar
omdat, wanneer het zomer is in het noorder halfrond, het winter is in het zuider halfrond en omgekeerd, zoo volgt hieruit, dat zomeren lente te zamen op het noordelijk halfrond 76 dagen langer duren dan op het zuidelijk. De zon straalt dus veel langer ten noorden dan ten zuiden van den aequator, en de zonnewarmte is daarom op het noordelijk halfrond veel aanzienlijker dan op het zuidelijk; daarin brengt echter het groote verschil in de afstand tot de Zon eene zekere vergoeding te weeg, want zoo wij, om een voorbeeld te geven, de zonnewarmte op Mars bij middelbaren afstand van de Zon gelijk stellen aan 0,431, onze zonnewarmte tot eenheid genomen, dan bedraagt die warmte in het aphelium van Mars 0,360, maar in het perihelium 0,524. Echter alles te zamen genomen, heeft het noorder halfrond op
Mars heetere zomers en koudere winters dan het andere halfrond, juist zooals op onze aarde. De studie van de vlekken op Mars, het verschil in vorm en glans
bij eenigen en de blijvende toestand van anderen, gaven reeds belang- rijke vooronderstellingen over de physische samenstelling dier planeet, wier oppervlakte het beste door ons gekend is, en die wel het meeste met onze Aarde schijnt overeen te komen. Wij zullen hierover in eenige bijzonderheden treden.
Daarin stemmen alle sterrenkundigen overeen, dat de meer schitte-
rende en met roode tint gekleurde vlekken, de vaste deelen of het land op de oppervlakte te kennen geven, terwijl de meer duistere en groenachtige vlekken op vloeistoffen of zeeën duiden. Dat verschil grondt zich op de ongelijke terugkaatsing van het licht door het land en door de zee. Het water zwelgt meer lichtstralen op dan het land, en daarom is het teruggekaatste licht minder helder en schitterend, vergeleken met het licht, dat het land op ons afzendt. Maar wat is de oorzaak van de roode tint, waarmede het vaste land
op de planeet, gekleurd is? Wanneer Mars een eigen licht bezat, zou men kunnen aanne-
men, dat die roode kleur in de natuur van dat licht zelve zetelde. Maar omdat Mars geen eigen licht bezit, en evenals onze Aarde en onze Maan het witte zonlicht terugkaatst, is het duidelijk, dat die kleur hare oorzaak heeft op de oppervlakte der planeet zelve. Men heeft daarom zijne toevlucht genomen tot verschillende hypothesen. Eenigen schreven de oorzaak van die roode tint toe aan de natuur
|
|||||
|
190
|
|||||
|
van rlen grond op Mars , die samengesteld was, zoo racende men, uit
een okerachtigen bodem en uit rood gesteente gelijk onze roode zand- steen, en dit gevoelen is wel het waarschijnlijkste. Anderen, zooals Lambert, opperden de vooronderstelling, dat het
plantenrijk op Mars in plaats van groen, integendeel eene roode kleur bezat. Hoewel die hypothese op zich zelve niet onmogelijk is, komt zij toch niet geheel en al met de waarneming overeen, want dan moest de kracht van die tint verschil opleveren volgens de jaar- getijden op de planeet, zoodat die kleur verminderen moest tijdens den winter en hare grootste kracht bereiken in den zomer. Eindelijk heeft men gemeend de kleur dier vlekken te kunnen ver-
klaren door de straalbreking in den dampkring van Mars. Arago ech- tcr heeft die hypothese bestreden, op grond dat de roode tint aan de randen van den Marskogel dan veel sterker moest wezen dan in de middengedeelten, omdat de lichtstralen aan den kant schuin en dus door eene veel grootere diepte van den dampkring heenschieten dan in het midden. Maar de waarneming leert ons juist liet tegendeel; daarenboven verklaart die hypothese dan niet het verschil tusschen de de verschillende vlekken, en daarom kan men het roode licht van Mars niet gelijkstellen met onze rozeroode avondschemering. De ware oorzaak van die roode tint is nog niet tot klaarheid ge-
komen, en blijft voor de onderzoekingen der wetenschap nog een on- opgelost vraagstuk, en toch is Mars, na onze Maan, het hemellichaam dat het beste door ons gekend is. De werken van Beer en Madler hebben over deze planeet veel tot
klaarheid gebracht; zij hebben zelfs kaarten vervaardigd, met den on- dcrlingen vorm en stand der zeeën en van het vastland. Proctor, een Engelsch sterrenkundige, vervaardigde eene stereograpliische kaart van Mars, welke wij in Plaat XXX geven, en gaf aan de voornaamste zeeën en vastlandcn de namen van onderscheidene beroemde sterren- kundigen. Een blik op die kaart doet ons den zonderlingen vorm, vooral der zeeën, opmerken, die in lange strooken overal in het vast- land doordringen; de baai van Huggins, die als eene vork uitloopt en ongeveer de lengte heeft van de baai van Pessel, is omstreeks 4H0 mijlen lang. Een reiziger zou op die planeet, zonder het element, dat hij gebruikt, te verlaten, bijna alle punten op den Marsbol kunnen be- zoeken. De richting dier zeeën en landen is wel een onderscheidend kenmerk op de planeet, dat op onzen Aardbol geene gelijkenis vindt. |
|||||
|
101
|
|||||
|
De vlekken aan de polen onderscheiden zich van de anderen
door hunne schitterende witheid, en bieden in hunne uitgestrekt- heid een groot verschil aan; opmerkenswaardig is het, dat wanneer de vlek aan de eene pool afneemt, die aan de andere pool intc- gendeel toeneemt, en wel zoodanig, dat de vermindering steeds met den zomer op de planeet overeenkomt en de aangroeing met den winter op dat halfrond. Zoo merkten Beer en Madler tijdens de oppo- sitie van 1830 op, dat de vlek aan de zuidpool afnam, tot op het tijdstip dat bij ons met Juli overeenkomt, en van dat oogenblik af begon de vlek weer aan te groeien. Den 5 Oct., die overeenkomt met den 9 Juli op Mars, was de vlek ingekrompen tot op 87° 7\' zuider- breedte, terwijl zij een paar maanden vroeger zich nog uitstrekte tot op 83° 37\', en gedurende den winter op Mars had zij eene uitge- breidheid tot op 55 graden. Hetzelfde verschil nam men waar op de vlek aan de noordpool, echter niet in zulk eene mate. Dat verschil verklaart zich gemakkelijk door de helling van de as der planeet op hare loopbaan. Wanneer Mars in zijn perihelium is en het tevens zo- mer is voor het zuidelijk halfrond, keert de zuidpool zich naar de Zon, terwijl integendeel de zomer voor het noordelijk halfrond juist invalt als de planeet in zijn aphelium was, wat bij onze Aarde, zooals wij vroeger zagen, juist tegenovergesteld is. Op onze Aarde zijn wij dan getuigen van de vorming en vermindering van het poolijs en de poolsneeuw. Uit Mars zou onze Aarde ongeveer dezelfde verschijnselen doen zien; ook onze polen zijn met sneeuw en ijs bedekt en vermin- deren in den zomer en nemen toe in den winter. Het middelpunt der beide witte poolvlckken valt niet te zamen
met de polen van Mars, en zij staan ook niet lijnrecht tegen elkander over. Beer en Madler bepaalden in 1837 het middelpunt der noorde- lijke poolvlek als 4 graden van de ware pool liggende. Linsser vond in 1862 voor de zuidelijke pool nog veel grootere afwijking, en be- paalde het middelpunt op 70° zuiderbreedte en 30° wcsterlengte. Mars heeft dus ook dat met onze Aarde gemeen, dat de koudepolen niet met de ware polen der planeet samenvallen. Bij de oppositie van 1858 merkte Hecchi op, dat de ijsstreken van
Mars een dikken te zamen gerolden vorm bezaten, en tevens nam hij waar, dat de witte streken van de planeet, gedurende hunnen zomer, eene lichtroode tint hadden. Al die verschillende waarnemingen bewijzen eenstemmig, dat op
|
|||||
|
192
|
|||||
|
Mars zich water bevindt van hetzelfde chemische gehalte als het water
op onze Aarde. Uit dat bestaan van water volgt ook het bestaan van een dampkring.
Herschel nam reeds zekere verschijnselen waar, die niet anders dan door het bestaan van een dampkring konden worden uitgelegd, en de latere waarnemingen hebben het bestaan van dien dampkring buiten twijfel gesteld, want de snelle verandering in kleur en vorm, welke men bij die vlekken waarneemt, vindt voldoende verklaring in de drijvende wolken van den dampkring op Mars. Lockijer, die met zoo veel zorg de ver- schillende verschijnselen op Mars, tijdens de oppositie in 1862, bestu- deerde, zegt in zijne merkwaardige verhandeling: "Hoewel de vaste "vorm der vlekken op Mars ontwijfelbaar is, ziet men toch iederen "dag, ja ieder uur, zekere verschillen en veranderingen in de scha- "keeringen der donkere zoowel als der schitterende vlekken, en der- "gelijke veranderingen vinden, ik twijfel er niet aan, hunne verkla- "ring in de wolken, die over die vlekken heendrijven. De spectraalanalyse eindelijk bevestigt die aanduidingen van een
dampkring. Secchi vond in het spectrum van Mars dezelfde strepen als die van den waterdamp van onzen dampkring. Huggins nam eene streep waar, die met geene enkele streep van het zonnespectrum overeen- kwam, waaruit het noodzakelijk besluit moest worden opgemaakt, dat de absorptie hare oorzaak vindt in de planeet, meer waarschijnlijk in den haar omringenden dampkring; andere strepen, welke hij waarnam, kwamen overeen met die, welke men in het zonnespectrum waarneemt, wanneer de lichtstraal langs den horizon de onderste lagen van onzen dampkring doorgaat. De meer heldere randen van de planeet en het verdwijnen der vlek-
ken aan die randen, wijzen ook op een haar omringenden dampkring. Mars komt dus in zeer vele punten met onze Aarde overeen, ook wat klimaat en weersgesteltenis betreft. Philips maakte de opmerking, dat de belangrijke afwisseling van
koude en warmte, die periodiek op de beide halfronden plaatsgrijpt, stormwinden moet veroorzaken, waarvan wij geen denkbeeld hebben; die opmerking komt overeen met hetgeen Secchi nog over Mars opmerkt, dat hij zekere spiraalvormige verschijnselen waarnam, welke hij toe- schreef aan storm en windvlagen. |
|||||
|
VI.
|
|||||
|
PLANETOÏDEN. — KLEINE PLANETEN.
§ 1. Groot aantal der hemellichamen tusschen Mars en Jupiter. — Ineenschakeling
hunner loopbanen. — Breedte dier planetenstreek. — Elementen dier loopbanen. — Kleinste afstand der naburige kleine planeten. — Hunne physische conjunctie. In bet begin van deze eeuw kende men slecbts een zevental pla-
neten, die tot ons zonnestelsel behoorden. Op dit oogenblik heeft ech- ter dat getal reeds bet cijfer van 125 bereikt, zoodat men, zonder de kometen en de wachters mede te tellen, sinds dat tijdstip 118 nieuwe planeten beeft ontdekt. Met uitzondering van Neptunus, die tot de groote planeten behoort, en aan de grenzen van het door ons gekende plauetenstelsel is geplaatst, zijn de overige ontdekte planeten zoo klein, dat zij niet eens de grootte evenaren der wachters, die om de voornaamste planeten loopen. Men heeft ze daarom, hoewel minder eigenaardig, Asteroïden genoemd, of beter Planetoïden, kleine of micros- copischc planeten. Toch is hun geheel eene zeer merkwaardige groep, waardoor men een nieuw begrip van de zonnewereld verkrijgt. De 117 thans bekende kleine planeten vormen met hunne loopbanen om de Zon een ring tusschen Mars en Jupiter, en hunne banen zijn on- derling zoo nabij elkander en zoo ineengestrengeld, dat M. d\'Arrest daaruit bet bewijs haalt voor een gemeenschappelijken oorsprong. Wan- neer men hunne loopbanen zou vertegenwoordigen door metalen rin- gen, zijn dezelve zoo zeer in elkander gevlochten, dat met één ring op te heffen, men ze tegelijk allen zou medenemen (zie Fig. 21). Toen de sterrenkundigen vroeger de afstanden vergeleken, waarop
|
|||||
|
194
|
|||||||||
|
de bekende planeten van de Zon verwijderd zijn, bemerkten zij
de grootc ruimte, die er tusscbeu Mars en Jupiter open bleef, zoodat Kepler reeds vooronderstelde, dat er iu die ruimte eene onbekende pla- neet moest bestaan. Toen Titius zijne zoogenaamde wet op den afstand der planeten
had geformuleerd (zie inleiding op de planeten, pag. 77), werd die |
|||||||||
|
(Fig. 21.) Loopbaan der planetoïden.
|
|||||||||
|
reeks bevestigd door de ontdekking van Uranus in 1781, en nu meende
men, moest er noodzakelijk ook eene planeet bestaan, om de volgens de wet van Titius, te grootè ruimte te vullen tusschen Jupiter en Mars. Zekere Baron de Zaeh gaf zelfs in het sterrenkundig jaarboekje van Berlijn reeds de elementen op dier vooronderstelde planeet, en vormde eene vereeniging van sterrenkundigen om die planeet te ont- |
|||||||||
|
i
|
|||||||||
|
195
|
|||||
|
dekken; de gausche dierenriem of zonneweg werd in 24 dcelen ver-
deeld, wier onderzoek aan een der leden dier vereeniging werd aan- gewezen. De verwachting werd niet teleurgesteld, hoewel zij van eene geheel
andere zijde hare voldoening kreeg. Want op den l8\'en Januari 1801 ontdekte Piazzi, te Palenno, eene
planeet, welke hij Ceres noemde, en daardoor was de gaping, door de reeks van Titius aangeduid, gevuld; want merkwaardig was het, dat de afstand van Ceres juist door het openstaande getal 28, in de reeks van Titius, werd aangeduid. Vijftien maanden daarna, den 28 Maart 1802, ontdekte Olbers, te
Breinen, eene tweede planeet, Pallas genoemd, en die ontdekking bracht de sterrenkundigen in verbazing en verwarring. De scherpzinnige Olbers verkondigde nu over die beide planeten eene geestige theorie; hij ging van de vooronderstelling uit dat het brokstukken waren van eene planeet, die uit elkander was gesprongen. De wetten der werk- tuigkunde toonden, dat na zulk eene uiteenspattiug, de verschillende stukken op denzelfden middelbaren afstand van de bron hunner be- wegingen moesten verwijderd blijven, en dat zij bovendien bij hunnen omloop telkens de plaats moesten doorgaan, waar zulk een voorval had plaats gegrepen. Welnu, Ceres en Pallas voldeden genoegzaam aan die voorwaarden; ook de derde planeet, Juno, die door Herding, den 1 Sept. 1804 te Liliënthal, werd ontdekt, kon men evenzoo als het derde stuk dier verbrijzelde planeet beschouwen. Uitgaande van de vooronderstelling eener verbrijzelde planeet, zette
men de ontdekkingen in het hemelruim voort, en Olbers ontdekte zelf in 1807 den 29 Maart de planeet Vesta. In plaats dat echter die ontdekking de tneorie van Olbers meer en meer zou bevestigen, werd zij daaren- tegen door die ontdekking geheel omvergeworpen, want de afstand en de andere elementen van die loopbaan leverden zoovele afwijkingen op, dat men zoowel die theorie als de wet van Titius liet varen. Eene andere en wellicht veel waarschijnlijker hypothese is, dat de
aantrekkingskracht van den machtigen en nabijzijnden Jupiter, de vorming van eene enkele planeet heeft verhinderd en oorzaak is ge- worden van dien zwerm planetoïden. Sinds de ontdekking van Vesta, verliepen er nu een aantal jaren,
voordat er eene nieuwe planeet werd ontdekt, want eerst in 1845 nam Uencke, in Driesen, de vijfde planeet Astrea waar, en sinds dien |
|||||
|
196
|
|||||
|
tijd gaat er geen jaar voorbij of meer dan ééne planeet wordt er opge-
spoord, zoodat hun getal op het einde van 1871 reeds 117 bedraagt.\' In den beginne gaf men aan die planeten, behalve een naam, ook
een onderscheidend teeken, evenals aan de groote planeten, maar bij hun toenemend getal heeft men ze enkel aangeduid met een nummer, naar de volgorde hunner ontdekking. De 117 thans bekende planetoïden vormen dus tusschen Mars en
Jupiter, met hunne in elkander gestrengelde loopbanen een breeden ring, die echter dichter bij Mars dan bij Jupiter is gelegen. De ruimte, waarin de kleine planeten zich om de Zon bewegen,
beslaat eene breedte van ongeveer 40 millioen geogr. mijlen, want Flora (8) en Sylvia (87) zijn de beide op de grenzen dier ruimte zich bewegende planeten; de eerste nadert in haar perihelium de Zon tot op 38 millioen mijlen en de laatste blijft in haar aphelium ongeveer 78 millioen mijlen van de Zon verwijderd, zoodat de middelbare afstand van dien planetenring tot de Zon ongeveer 58 millioen mijlen bedraagt. In dien ring, welke in breedte gelijk staat met tweemaal den middelbaren afstand van onze Aarde tot de Zon, zijn de planetoïden zeer ongelijk verdeeld, daar verreweg het grootste aantal in dat gedeelte van den ring loopen, dat het dichtste bij de Zon is gelegen, zoodat zeer velen op korten afstand van elkander rondloopen. Juno (3) en Clotho (97) b.v. kunnen tot op een afstand van ongeveer 140 geogr. mijlen elkan- der naderen. De dichtste nadering van twee kleine planeten noemt men physi-
sche conjunctie, en de geleerde Littrow heeft die verschijnselen vooral tot punt zijner waarnemingen gemaakt. Om die zoo groote nabijheid, waarin zij zich tot elkander kunnen
bevinden, moeten zij, niettegenstaande hunne geringe massa, toch op elkander eene aantrekking uitoefenen, en dan zou het geval zich kun- nen voordoen, dat zij of zich tot één geheel vereenigden of om elkan- der wentelende hunnen loop voortzetten. De vorm harer loopbanen is verre van rond, integendeel zeer lang-
werpig, zoodat de baan van Concordia (58), die van allen de minste uitmiddelpuntigheid bezit (0,042563), toch nog twee en een half maal \' Dit jaar was r(jk in de ontdekking van nieuwe planeten, daar een vijftal werden
opgespoord. Den 12 Maart 1871 werd de eerste ontdekt door Luther in Dusscldorp (113), welke den naam Amalthea ontving, en den 14 September ontdekte Borelly de vHfde, welke Lomia genoemd en dus de (117) is. |
|||||
|
197
|
|||||
|
de excentriciteit van de aardsclie loopbaan overtreft, terwijl de [da-
neet Polyhymnia (33) de grootste excentriciteit heeft, 0,339726, en dus meer dan twintigmaal die der Aarde te boven gaat. De vlakken, waarin die onderscheidene banen liggen, hellen zeer
verschillend op elkander. Eenigen, zooals Massalia (20) en Theinis (24), komen bijna met het vlak van de ecliptica overeen, want hunne helling op dat vlak bedraagt slechts 0a 41\' 15" en 0° 48\' 38". Ande- ren daarentegen hebben eene buitengewone helling; zoo maakt de baan van Pallas met het vlak van de ecliptica een hoek van 34° 42\' 18\' (zie Plaat XIII, Fig. 2). Vele anderen hellen 20 en meer graden, en dat is de reden waarom zeer velen van die kleine planeten zich verre buiten den dierenriem vertoonen, waar de groote planeten zich nimmer kunnen bevinden, zoodat inen de planetoïden soms aanduidt met den naam van ultra-zodiacale planeten. Om deze algemeene bemerkingen over de planetoïden te besluiten,
nog een enkel woord over den duur van hunnen omloop. Die omloop wisselt af tusschen 1103 dagen, waarop Flora haren loop om de Zou volbrengt, en tusschen 2385, den duur van den omloop van Sylvia. Velen van die kleine planeten volbrengen hunnen omloop in bijna
gelijke tijden; zoo bedraagt het verschil van Egeria (13) en Astrea nog geen twee dagen. Het verschil van Flora met Ariadne (43) één en een halven dag. Melpomene (IS) en Sapho (80) verschillen onge- veer een halven dag. Leto (68) en (lalatea (74) bieden slechts een verschil aan van ruim één uur. De duur van hun Zonnejaar is dus zeer verschillend. § 2. Byzondcrhedeu over eenige kleine planeten: Vesta, Juno, Ores en Pallas.—
Hunne afmetingen. — Wyze van ontdekking. Vesla (4) is onder de kleine planeten de meest schitterende. Zij
vertoont zich in hare oppositie als eene ster van de zesde grootte, en is dus voor het ongewapend oog bij gunstige omstandigheden zicht- baar; de kleur van haar licht is bleekgeel. Zij besteedt 1325d,lö om haren loop om de Zon te volbrengen, en haar middelbare afstand van de Zon bedraagt bijna 49 millioen geogr. mijlen. Omdat de baan van Vesta eene groote uitmiddelpuntigueid hezit,
leveren haar grootste en haar kleinste afstand een verschil op van meer dan M millioen geogr. mijlen. De ware grootte der middellijn door rechtstreeksehe meting te ken-
14
|
|||||
|
198
|
|||||||
|
nen is zeer bezwaarlijk. Miidler vond 66 mijlen, maar andere photo-
metrische onderzoekingen komen slechts tot 43 mijlen \'. Volgens de rij der ontdekking wordt zij aangeduid door (4) en vol-
gens den afstand van de Zon door (13)\'. Juno vertoont zich als eene ster van de achtste grootte, en is dus
voor het ongewapende oog onzichtbaar. De kleur van haar licht is roodachtig, terwijl het licht zelf zekere veranderingen ondergaat, in kracht toe- en afneemt, en wel met opmerkenswaardige snelheid; liet- zelfde versehijnsel neemt men bij Vesta, Ceres en meer andere kleine planeten waar, zoodat de sterrenkundigen er hunne aandacht aan wijd- den en hypothesen maakten om dat verschijnsel uit te leggen. Eenigen vooronderstelden, dat de vlakken dier lichamen zeer verschil-
lend in grootte waren, en dus met meerdere of mindere kracht het zonlicht moesten terugkaatsen. Dit was het gevoelen van Olbers, die de planetoïden aanzag als brokstukken van eene groote planeet; hun vorm meende hij was zeer onregelmatig en daardoor keerden zij dan eens eene breede dan weder eene smalle zijde naar de Zon en de Aarde. Anderen vooronderstelden, dat de oorzaak lag in het vermogen der ver- schillende kanten om het zonlicht terug te kaatsen. Heide vooronder- stellingen rusten dus op de hypothese van de omwenteling dier pla- neten, welke men om hunne kleinheid niet heeft kunnen waarnemen. Door eene nauwlettende studie en waarneming van die periodieke ver-
anderingen in het licht, kan men er wellicht toe komen de omwen- telingsbeweging te kennen. Goldsmidt, die 14 kleine planeten heeft ontdekt, was korte jaren voor zijn dood met dat onderzoek begonnen. Juno is in haar aphelium 09 millioen geogr. mijlen van de Zon ver-
wijderd, en in haar perihelium 40 millioen. Haar baan verschilt dus veel van een cirkel, en heeft eene excentriciteit van 0,258362. Schniter heeft met zijne 13 voet lange spiegelteleskoop de middellijn van Juno trachten te meten, en meende die in 1K04 te kunnen bepalen op 2,4" tot 2,0", wat voor de ware middellijn eene lengte van 300 mijlen zou geven. |
|||||||
|
1 Photometer is een werktuig om de kracht van het licht te meten, er bestaan twee
soorten van. De prismaphotometer van Steinheil en de Astrometer van Züllner. Uit de kracht van liet licht besluit men tot den afstand; later hierover meer. 5 Vesta is in 1872 den <i Febr. in oppositie, en staat in het sterrenbeeld de Leeuw
tiisschen Rej*ulus en 1\'raeeepe; in 1H73 is zij den 20 Juli in oppositie, en is te vin- den in den Schutter 1 ten zuiden van de ecliptica. |
|||||||
|
199
De uitkomst van Herschel was echter zeer verschillend; hij wendde
eene 879-malige vergrooting aan, en verkreeg dan nog niet eens een meetbaar beeld, zoodat hij de middellijn van Juno schatte op 30 niij- len. Dit laatste getal stemt overeen niet de photometrische onderzoe- kingen, welke aan de middellijn van Juno ongeveer 27 geogr. mijlen toekennen. Juno doorloopt hare baan in 1590,98 dagen. In de opvolging dei-
ontdekking wordt zij aangeduid door (3), maar in de rij van den at- stand door (56) \'. Ceres was de eerste der ontdekte planetoïden, maar volgens haren
afstand van de Zon wordt zij aangeduid door het nummer 78. Zij straalt als eene .ster van de zevende en achtste grootte in een bleek rood licht. Hare baan om de Zon doorloopt zij in 1681,70 dagen, terwijl haar middelbare afstand van de Zon 57 millioen geogr. mijlen bedraagt. Over het pbvsisch zanienstel van Ceres weten wij niets. Schröter en
W. Herschel beweerden, dat zij Ceres en evenzoo Pallas, door een grooten dampkring omgeven, hebben waargenomen; latere onderzoe- kingen met veel volkomener instrumenten hebben echter de waarne ming van Schröter niet bevestigd. De planeet is te klein om een schrijfvorm te vertoonen, rechtstreeksche metingen kunnen dus op haar niet worden toegepast. De photometer wijst op eene middellijn van 40 tot 50 geogr. mijlen. De opgaven echter van Schröter, Herschel en Argelander leveren een groot verschil op 2. Pallas loopt om de Zon in 1(584,00 dagen, terwijl het vlak van
hare loopbaan met het vlak van de ecliptica een hoek maakt van 34" 42\' 18",6, daardoor verwijdert zij zich meer dan eenige andere planeet verre van den Zonsweg ot dierenriem; omdat bare baan eene groote excentriciteit bezit (0,23!>401) is het verschil in afstand tot de Zon zeer groot. In baar perihelium is die afstand ongeveer 43 niil- lioen geogr. mijlen, maar in haar apheliuni 71 millioen. Pallas scbit- \' Juno is den 21 April 1872 in oppositie, en bevindt zich dan in den staart vanden
Hydra, ten zuiden van Maagd en Weegschaal. In ls7:i den 2"> Juni is .luim wederom in oppositie, en is dan ir. het noordelijk gedeelte van den Schutter onder het schild van Sobieski. ; Ceres is den 2fi Juni 1872 in oppositie, en is dan te vinden in den Schutter, en
in 1873 den 23 September in het noordelijk gedeelte van den WalvUch, dicht hu\' het evennaehtspunt. 14*
|
||||
|
200
|
|||||||
|
tcrt in een geel licht als eene ster van de le en 8e grootte; men houdt
haar voor de grootste der planetoïden, hoewel de opgaven dier grootte volgens vele sterrenkundigen zeer verschilt. Schröter gat\'dc ïuiddellijn op als 380 mijlen, Herschel daarentegen 22 mijlen, en photometrische berekeningen wijzen op P>6 mijlen. In de rij der ontdekking wordt Pallas aangeduid door (2), maar volgens den afstand tot de Zon door (79).\' Ziedaar wat wij weten over de vier voornaamsten der planetoïden,
al de overigen zijn zoo klein, dat zij zich in de kijkers slechts als puuten vertoonen zonder meetbare uitgebreidheid. Hoe groot het aantal dier kleine planeten is, welke tot dien ring
behooren, is niet zekerheid niet eens te gissen; dit is echter welwaar- schijnlijk, dat men thans de grootsten uit dien groep kent, tenminste die, welke van uit onze aarde het gemakkelijkste zichtbaar zijn. De ontdekking van nog andere planetoïden hangt veel af van de voor- trctfelijkheid der werktuigen, kijkers en henielkaarten. Vooral in de laatste twintig jaren hoort men veel over de ontdekking van nieuwe, tot nu toe onbekende planeten, daarom is het niet ondienstig hier ter plaatse de wijze te verklaren, waarop die ontdekkingen geschieden. Sinds de ontdekking van Geres door Piazzi den 1 Jan. 1801, eene ontdekking, die geheel en al toevallig was, is men meer stelselmatig te werk gegaan, ziehier op welke wijze. Te midden der duizende sterren van het uitspansel is eene planeet,
vooral wanneer die zoo klein is, dat zij geene merkbare middellijn bezit, enkel door haar licht niet te kennen; alleen hare snelle en voortgaande beweging doet haar onderscheiden van de vaste sterreu, welke haar omringen. Om dus een,\' planeet te ontdekken, heeft men in de eerste plaats nauwkeurige kaarten noodig van den sterrenhemel. \'t Is echter niet noodzakelijk den ganschen hemel met zulke kaar- ten te onderzoeken en te vergelijken; de streek van de ecliptica is daartoe voldoende, want al verwijdert eene planeet, zooals bijv. Pal- las, zich ver van de ecliptica, tweemaal moet zij zich toch noodza- kelijk bij haren loop om de Zon in de streek van de ecliptica vertoonen. PI. XXXII, Fig. 1 toont op verkleinde schaal eene der kaar-
|
|||||||
|
1 Pen 12 Juni 1872 is Pallas in oppositie en staat in liet zuidelijk gedeelte van Hercules;
den 20 Ausr. 1S73 is z(| op nieuw in oppositie en te vinden taaachen Walviseh en W.i- teruian. |
|||||||
|
l\'I.AAT XXXII
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
I»K STKKKKXWKISKI.I».
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
l\'i\'j I Stt\'i\'rriikiini\'l uil tic ;itliis \\ .ui Mi.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Fim. \'.\'. I»ntil<-kkiii\'< im-iici\' lil. |il:.u.-.-t in.u hulp il.-i sti-i-n-ukniii-ti
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
201
|
|||||
|
tun van een gedeelte van de ecliptica, waarop sterren tot zelfs van
de 13e grootte zijn aangegeven. Voorzien van zulk eene kaart en van een goeden astronomischen kijker, waardoor men al de sterren, op de kaart aangewezen, kan zien, gaat inen aldus te werk: men plaatst in liet brandpunt van den kijker een vier- of zestal fijne draden, die elkander rechthoekig snijden en zoo ver van elkander verwijderd zijn, dat zij juist in hunne vierkanten een gedeelte van den sterrenhemel bevatten, even groot als door de kleine vierkanten van de kaart om- vat wordt. Wanneer men nu de verschillende streken van den hemel beschouwt, en in ééne der vierkanten van den kijker een lichtend punt opmerkt, dat in de daarmede overeenkomende vierkanten van de kaart ontbreekt, dan is, in de vooronderstelling dat de kaart nauw- keurig is, een van beiden mogelijk, of het is eene veranderlijke ster, die thans met lichtglans straalt, maar die ten tijde der kaartvervaar- diging niet zichtbaar was, of het is eene planeet. Blijft het ontdekte punt onveranderlijk zijne plaats behouden, zon-
der eenige merkbare beweging, dan heeft het eerste geval plaats; maar bemerkt men, dat het lichtend punt van plaats verandert en meer en meer de nabijzijnde sterren nadert, dan weet men zeker, dat men eene planeet of eene komeet heeft gevonden. PI. XXXII, Fig. 2 zal de wijze van ontdekking overduidelijk maken.
Uit de berekening van de verschillende elementen blijkt dan, of de
waargenomene planeet eene nog onbekende of eene reeds vroeger ont- dekte en berekende is. |
|||||
|
VII.
|
|||||
|
J U 1» I T E B. A-
§ 1. Jupiter met het bloote oog beschouwd. — Elementen van zijne loopbaan. —
Afstand van de Zon en de Aarde. — Schijnbare midilellijn en ware afmetingen. — Omwenteling, dag en nacht. — Jaargetijden. — Klimaat en meteorologie op de planeet. — Massa. dichtheid en zwaartekracht. Den ring der planetoïden uittredende en ons verder van de Zon
verwijderende, ontmoeten wij aanstonds de grootste van alle planeten, den ontzaglijken Jupiter. Wanneer wij Jupiter niet liet ongewapend oog beschouwen, dan
schijnt hij ons, met zijn geel licht, als eene ster van de eerste grootte toe. Zijn glans, die naarmate zijn afstand van de Aarde verscbil- lend is, komt met dien van Venus overeen, en heeft zelfs kracht ge- noeg om schaduw aan de door hein bestraalde voorwerpen te geven. In zekere zeldzame gevallen bemerkt men eene tinteling in zijn licht, want in den regel is zijn licht kalm en rustig. Wanneer men echter Jupiter niet een goeden kijker beschouwt,
vertoont zich het lichtende punt als eene scherp begrensde schijf, gewoonlijk door drie of vier kleine sterren vergezeld, die in betrek- kelijk korten tijd zich om de hoofdplaneet bewegen; die vier sterren zijn de wachters van Jupiter. Mcrcurius, Venus en Mars hebben geene wachters, de Aarde bezit er één. Jupiter levert met zijne viermanen, die door de machtige aantrekking der planeet zich om haar bewegen, ons dus het schouwspel van een wereldstelsel in het klein, geheel en al overeenkomende niet het zonnestelsel, waartoe hij behoort. Jupiter volbrengt zijn loop om de Zon in iets minder dan 12 jaren
|
|||||
|
203
|
|||||
|
of juister, in 11 jaren 317 dagen 20 uren 2 inin. 8V« seconde. De
baan, welke hij beschrijft is eene ellips, die eene excentriciteit heeft van 0,0482388, dus bijna driemaal zoo groot als die van onze Aarde. Het vlak van die loopbaan helt maar weinig op het vlak van de ecliptica, namentlijk 1° 18\' 40",3. Uit die gegevens volgt dan deze afstand:
In stralen dor aardschc loopbaan. Geogr. nijpen.
Perihelium 4,9518 of 102,410 000
Middelbaar 5,2028 „ 107,605 000
Apheliuin 5,4537 „ 112,800 000
De omtrek van de gansche baan, welke Jupiterdoorloopt, bedraagt
eene lengte van ongeveer 580 millioen geogr. mijlen, welke baan de planeet aflegt met eene snelheid van ongeveer l\'/s mijl in de seconde. Omdat Jupiter eene buitenplaneet is, is hij, even als Mars, dan
eens in conjunctie dan weder in oppositie met de /on en de Aarde, en zijne beweging langs het hemelgewelf komt geheel en al overeen met de bewegingen van Mars, welke wij daar ter plaatse verklaard hebben. Omdat Jupiter en de Aarde zich beiden op hunne baan voort- bewegen, en dat met ongelijke snelheid, volgt daaruit, dat de onderlinge afstand dier beide planeten onophoudelijk verandert, welke afstand duidelijk zichtbaar is in de afmetingen, welke hij heeft, wan- neer men hem met een goeden kijker waarneemt. De grootste afme- ting bezit hij ten tijde der oppositie, wanneer hij het dichtste bij de Aarde is, en de kleinste, wanneer hij zich in conjunctie bevindt. In het eerste geval is hij slechts 81 mill. geogr. mijlen van de Aarde verwijderd, en heeft dan eene schijnbare middellijn van 50",7; in het tweede geval, wanneer hij 134 mill. geogr. mijlen van ons verwijderd is, bedraagt zijne schijnbare middellijn slechts 30",8. \' In welken stand wij Jupiter ook waarnemen, immer vertoont hij
zich als eene vol verlichte schijf van elliptischen vorm, zonder dat men ooit eenige schijngestalte heeft kunnen waarnemen, hoewel het zeker is dat Jupiter geen eigen licht bezit; later zullen wij overtui- gende bewijzen aanvoeren, dat de planeet duister van natuur is. Dat 1 De tijd van oppositie, waarop Jupiter sich het dichtst by de Aarde bevindt, en
dus het best geschikt is ter waarneming, is in 1872 den 15 Jan. en in 1873 den 14 Kebr. Den 2 Aug. ls7i en den 4 8ept. 187.\'t is hy in conjunctie mot (Ie Zon. |
|||||
|
204
|
|||||
|
wij echter volstrekt geene schijngestalten opmerken, vindt zijne oor-
zaak in den verbazenden omvang: van Jupiters baan, die op grooten afstand de loopbaan onzer Aarde omvat. Uit de getallen, waarmede men van den eenen kant den afstand
bepaalt tot de Aarde, en van den anderen kant de schijnbare middel- lijn van Jnpiter, berekent men zijne ware afmetingen. Men moet echter den waren vorm van .Jnpiter in het oog honden,
welke niet die van een bol, maar van een langwerpig rond is. Jnpiter wentelt zich, zooals wij aanstonds /uilen nagaan, om zijne
as, en is evenals onze Aarde aan zijne polen afgeplat en wel zoodanig, dat zulks door een matig vergrootendcn kijker reeds zichtbaar is, want die afplatting bedraagt het \'/« gedeelte van de aequatoriale mid- dellijn. Wanneer wij de middellijn der Aarde gelijk 1 stellen, dan vinden wij voor de middellijn van Jnpiter meer dan elf en een half maal dat getal (11,64), en in ronde getallen uitgedrukt is de middellijn van Jnpiter 20,004 geogr. mijlen lang, maar de poollijn slechts 18,575 mijlen, zoodat de afplatting aan iedere pool ongeveer 715 geogr. mij- len bedraagt. De kubiek-inhoud van Jnpiter is 1461» maal grooter dan die van
onze Aarde, en bedraagt dus 3,908,200 millioen knbiek mijlen. Wan- neer die verbazende bol, op een afstand van onze Aarde stond als die, waarop zich onze Maan bevindt, zon zijne middellijn zich aan ons oog 40 maal grooter vertoonen dan de middellijn van volle Maan, en de plaats, welke hij aan den hemel zou beslaan, zou ongeveer 1600 maal die der volle Maan zijn. Uit dergelijke vergelijkingen be- grijpt men den verbazenden omvang van Jnpiter. Zoodra men na de uitvinding der verrekijkers Jnpiter meer begon
gade te slaan, bemerkte men aanstonds op zijne schijf zekere grijs- achtige banden of strepen, (\'assini schrijft de ontdekking er van toe aan GallileY, hoewel anderen beweren, dat Zucchi in 1630 te Rome die het eerste opmerkte. Dit echter is zeker, dat Cassini in 1665 die handen het eerst met zorg begon waar te nemen, en dat hij uit het waarnemen van eene vlek op de schijf de omwenteling der pla- neet ontdekte en haren duur bepaalde. De vlek, welke die beroemde sterrenkundige waarnam, scheen zich van het AVestcn naar het Dosten te bewegen en eene gehcele wenteling te maken in !• uren 55 min. 53 sec; dien duur geeft hij aan uit verschillende, gedurende 8 jaren gemaakte waarnemingen. |
|||||
|
205
|
|||||
|
Andere vlekken waarnemende, dichter hij de middellijn gelegen,
gaven echter eene andere uitkomst, en wijzen op eene snellere om- wenteling. Tn de vorige eeuw hehhen Maraldi, Herschel en Schrüter, in onze
eeuw Airy, Beer en Madler vooral hunne aandacht op die oinwente- ling gevestigd. Maar de uitkomsten verschillen, hoewel weinig, niet alleen bij de waarneming van verschillende vlekken, maar zelfs bij dezelfde vlek. Dit staat Aast, dat, naarmate eene vlek dichter bij de middellijn
is gelegen, hare snelheid ook grooter is, omdat zij eene grootere haan heelt te maken, maar de duur der omwenteling moet gelijk staan met den duur van andere vlekken, die verder van de middellijn zijn ver- wijderd, en daarom is men tot het besluit gekomen, dat die vlekken niet op de oppervlakte van de planeet zelve zijn bevestigd, maar waar- schijnlijk verschijnselen zijn in den dampkring, even als de wolken rondom onze aarde. Tegen die hypothese kan men echter dit bezwaar inbrengen, dat
het zeer moeielijk te verklaren valt, hoe eene wolkachtige massa zoo lang op dezelfde hoogte en plaats kan blijven; want de vlek, welke f\'assini waarnam, bleef twee achtereenvolgende jaren zichtbaar, en vijf jaar na haar verdwijnen, kwam zij weer te voorschijn, en wel in den- zelfden vorm en op dezelfde plaats, met betrekking tot het middel- punt der planeet. Wat echter thans aan geen twijfel meer onderhevig is, is de om-
wenteling van Jupiter, die volgens de nieuwste bepalingen plaats vindt in O uren 55 min. en 7 seconden. Ken punt op den aequator van dien ontzaglijken bol, doorloopt dus
in ééne seconde L3050 meters, dat is 2H maal de snelheid van een punt op onzen aequator. Uit die verbazende snelheid volgt dan ook eene zeer groote afplatting, die zoo als wij gezien hebben "u der mid- dellijn beslaat. Om het klimaat op Jupiter te begrijpen, moeten wij de helling van
de as op zijne loopbaan in het oog houden; deze staat bijna loodrecht op zijne baan, zoodat het vlak van zijn evennaar bijna samenvalt met het vlak van zijne haan. De poolstreken, welke met die van onze aarde overeenkomen, zijn dus betrekkelijk klein, ongeveer .\'5 graden breed. De dagen en nachten, die onder den aequator de bestendige lengte hebben van 4 nren 57 min. 43,5 second., leveren op andere breedten van de planeet slechts een gering verschil op. liet jaar op |
|||||
|
200
|
|||||
|
Jnpiter bestaat uit 10477 Jnpiterdagen of 10478 omwentelingen.
Uit die getallen volgt, dat de zonnedag op Jnpiter slechts 3 secon-
den langer is dan de sterrendag, welk verschil, zooals wij vroeger zagen, op onze Aarde 4 minuten bedraagt. Omdat de polen, hoewel in geringe mate, zich toch tot de Zon
keeren of er zich van afwenden, blijft deze voor de polen gedu- rende 6 van onze jaren onafgebroken zichtbaar en evenzoo 6 jaar verborgen. Door de richting van de omwentelingsas bieden de jaargetijden op
Jnpiter weinig afwisseling aan. De zomer heerscht onafgebroken in de streken van den aequator, en de eeuwige winter is het deel der poolstreken, terwijl eene onafgebroken lente in de gematigde streken licerscht. De massa van Jnpiter heeft men berekend uit de beweging zijner
wachters, en men stelt die op \'/io«<» van de zonnemassa. Wanneer wij de massa der Aarde op 1 stellen, dan volgt hieruit, dat de massa van Jupiter 338 maal die onzer Aarde is. Wanneer wij de middelbare dichtheid onzer Aarde tot eenheid ne-
men, dan is de middelbare dichtheid van Jupiter 0,232, en met water vergeleken 1,32. De zwaartekracht op zijne oppervlakte is gelijk 2,2!) maal de zwaarte op onze Aarde. De lichtkracht, welke Jupiter van de Zon ontvangt, bedraagt om
zijn afstand slechts 0,037 van de lichtkracht, welke onze Aarde ontvangt. Oin echter te bepalen welke gevolgen dit teweegbrengt op de me- teorologie van Jupiter, zou men den aard van zijn dampkring en van zijn bodem moeten kennen, waarover in het volgende hoofdstuk, voor zoo ver men met zekere gronden er over gissen kan. S Physieke toestand van Jnpiter, heldere en donkere strepen. — Veranderlijke
en blijvende vlekken. — Verschillende hypothesen. — Passaatwinden en aequato- riale stroomen. — Dampkring, overeenkomende met die onzer Aarde. Wanneer men volgens PI. XXXIII de schijf van Jupiter beschouwt,
ziet men dat die bedekt is met donkere strepen door lichtstre- pen van elkander gescheiden; een kijker met eene 30 voudige ver- grooting doet ons die strepen reeds opmerken, en men ontdekt dan verscheidene anderen, die in gestalte veel met onze wolken ovcr- eenkonien, daar zij in korten tijd hun vorm veranderen; vooral trekken twee breede banden de aandacht, één in het noordelijk half- |
|||||
|
l\'I.AAT XXXII
|
|||||||
|
uk stkimu\\.\\\\\\ï:i;k!.i>
|
|||||||
|
b\'i\'j I Jiipitt-r iiftiir Warren il«> la Kuo .
duistere on heldert\' banden: «vervjanj? en sihadmv van een wachti |
|||||||
|
207
|
||||||
|
rond en één in het zuidelijk, dicht bij den aequator. Hoewel men die
beide strepen als blijvend kan beschouwen, zagen toch Hevelius in H>47 en W. Herschel in 1703 de planeet zonder die strepen. Al de strepen, welke men op Jupiter waarneemt, zoowel de breede
banden als de verder van den aequator gelegen kleinere strepen, loo- pen altijd evenwijdig met den aequator van de planeet; zelfs de op- hoopingen, die eerst in richting verschillen, nemen langzamerhand de richting van den aequator aan. Uit de vlekken, welke men behalve die banden op de planeet
waarneemt, heeft men de omwenteling van Jupiter berekend, want ccnigc dier vlekken zag men gedurende verscheidene jaren bestendig op de planeet. Wanneer men de getuigenissen van Cassini en Maraldi aanneemt, werd ecne der vlekken zichtbaar in l<>t>ó, om twee jaar daarna weder te verdwijnen; in H\'>72, 1677 en 1<>85 verscheen die vlek op hetzelfde punt, en evenzoo in 1713, dus 48 jaar daarna. Plaat XXXIII vertoont de planeet zooals deze zich vertoonde den
13 October 18;>(>: zij toont ons de beide breede donkere banden aan weerszijden van den aequator, van elkander afgescheiden door heldere banden. De planeet is veel glansrijker in den omtrek van den aequator dan in de beide poolstrekcn; hoewel tlat verschijnsel merkwaardig is, kan men er toch met zekerheid geen besluit uit trekken over dephy- sische gesteldheid van Jupiter. Eén punt schijnt aan geene tegenspraak onderhevig, want de be-
stendigheid van de aan elkander evenwijdig loopende banden in de richting van den aequator, wordt verklaard door de zoo snelle om- wentclingsbeweging van de planeet; want zoo er zich op de opper- vlakte van Jupiter vloeibare deelen bevinden, hetzij in gasachtigen of waterstofachtigen toestand, moeten deze zich noodzakelijk om de snelheid, waarmede zij voortgerukt worden, in een langwerpigen band- vorm plaatsen, en daar de snelheid op den aequator het grootste is, moeten daar de massa\'s zich het meeste ophoopen. De waarneming bevestigt zulks. \\Y\\ Herschel gaf op dezelfde wijze
reeds verklaring van die verschillende bandvormingen. •\'Ik vooronderstel, zeide hij, dat de meer heldere banden en de
poolstreken, wier schittering helderder is dan de zwakkere of grauw- achtige banden, streken zijn, waar de dampkring het meest met wol- ken is opgevuld. De zwakkere of donkere banden duiden op een helderen dampkring, want daardoor dringen de zonnestralen tot op |
||||||
|
•
|
||||||
|
208
|
||||||
|
do planeet zelve, en daardoor is de terugkaatsing op ons veel min
der sterk dan zulks door de wolken geschiedt." Zöllner, van Leipzig, die in de Astronomische Nachriehtcn van 1871 eenc merkwaardige verhandeling gaf over de omwentelings-wet van de Zon en der groote planeten, spreekt in denzelfden zin over de natuur der grauwe en der heldere handen op Jupiter. -\'De grauwe handen", zegt hij, \'kunnen geene wolken zijn, uit waterstof bestaande, want dan moesten zij zich op den donkeren grond van de planeet als witte vlekken vertoonen. Eenc wolk van waterdamp vertoont zich alleen grauw bij doorvallend licht maar wit bij teruggekaatst." Eene zonderlinge verschijning, op de planeet Jupiter waargenomen,
en waarvan Zöllner ook rekenschap geeft, bevestigt de theorie over die handvorming. In 18G0 nam men den 20 Febr. op Jupiter eene streep waar, vol-
strekt niet overeenkomende met de andere banden en strepen op de planeet, want zij maakte met den aequator van Jupiter een hoek van ongeveer 45", en had eene donkere, hij de planeet sterk afstekende tint. Zeer spoedig veranderde die streep van richting, zoodat die ver- andering in Maart reeds duidelijk was, en ten laatste werd zij evenwijdig aan den aequator: wel een bewijs dat de omwenteling er invloed op uitoefende. Zöllner meende, dat die donkere streep eene scheur was in het wolkhulsel om de planeet. Wanneer wij de verklaring over de vorming en de kleur der ver-
schillende banden aannemen, als wij de heldere banden voor wolken en de duistere voor de doorschijnende gedeelten van den dampkring houden, blijven er echter nog een aantal moeielijkheden onopge- lost. Zien wij dan, zoo kunnen wij vragen, door die duistere banden op den bol van de planeet? en wat zijn dan de nog donkerder vlck- ken, waaruit men tot den duur van de omwenteling heeft besloten? Zouden het bijv. vloeibare deelen van de planeet zijn, waarom geven zij dan voor de omwenteling niet dezelfde uitkomst; waarom wijzen zij op eene snellere omwenteling, naarmate zij dichter bij den aequator zijn gelegen? Dat zou hewijzen dat die vlekken zich niet op den hol zelf, maar in den dampküng bevonden. Men heeft dit zoeken uit te leggen door het bestaan aan te nemen
van winden, die even als bij ons, verre hoven de passaatwinden eene andere richting hehheu : hierdoor zijn echter nog niet alle moeielijkheden opgelost, (\'assini had in 1(J!\'2 dat verschil in omwenteling reeds opge- |
||||||
|
•
|
||||||
|
209
|
|||||
|
merkt, dat de vlekken namelijk, ho-j dichter bij den aequator, des
te snellere omwentelingsbewegingen hadden. Fontenelle en Herschel namen, om de bandvorming uit te leggen,
het bestaan van passaatwinden op Jupiter aan; want een noodzakelijk gevolg dier stroomen moest wezen, dat zij de aeqnatoriale dampen in evenwijdige banden op elkander joegen, en daardoor wilden zij het verschil in snelheid verklaren, omdat die wolken ot\' vlekken met meer- dere of mindere snelheid werden voortgestuwd. Arago maakte tegen die bewering de moeielijkheid, dat dan de
passaatwinden op Jupiter juist in ecne tegenovergestelde richting moes- ten waaien als op onze planeet, want anders zouden zij de beweging dier vlekken, in plaats van te versnellen, integendeel juist trager maken. Om die moeielijkheid op te lossen, neemt men de vooronderstelling
aan, dat de beweging dier vlekken niet veroorzaakt wordt door de eigenlijk gezegde passaatwinden. maar door de hoogere aeqnatoriale stroomen, waardoor de passaat winden veroorzaakt worden, en die zich juist in tegenovergestelde richting bewegen. En zelfs behoeft men zijne toevlucht niet te nemen tot de bovenge-
genoenule vooronderstelling, om de snellere beweging dier vlekken aan den aequator uit te leggen. Want als de vlekken verschijnselen zijn in den dampkring, zooals alle sterrenkundigen beweren, en wel verschijnselen, die eene eigene beweging hebben, kan men uit haar de omwenteling van den Jupiterbol niet bepalen, maar alleen de omwenteling der wolken, of liever het verschil dat de omwenteling van den lwl maakt met die van de vlek. Welnu, wanneer die wolk zich op eene zekere breedte van den aequator vormt, wordt zij, zooals de waarneming ons leert, langzamerhand naar den aequator heen getrokken door eene oorzaak, geheel en al overeenkomende met onze passaatwindeu; noodzakelijk moet zij dus eene vertraging onder- vinden, die grooter is, naarmate zij verder van den aequator is ver- wijderd. Wat er van zij, over de ware verklaring van de oorzaken der hier
besprokene beweging kan men gissingen maken, maar de zekerheid is op dat punt nog niet gevonden. Alles wat men met zekerheid uit de waarneming der banden en der
vlekken kan opmaken is. dat Jupiter door een dikken dampkring is omringd, in welken dampinassa\'s, geheel niet onze wolken overeen- komende, drijven. Kenige van die vlekken hebben eene zeer langzame |
|||||
|
210
|
|||||
|
beweging, zoodat Beer en Mitdler vlekken hebben waargenomen, die
in 24 uren zich nauwelijks 20 geogr. mijlen verplaatsten, dat is de snelheid van een zachten wind; de waarneming leert echter ook, dat de planeet aan hevige stormwinden blootstaat, daar Sehróter bewe- giugen opmerkte van (> mijlen in het uur. Ja, Schmidt te Athene wil zelfs in het jaar 1852 eene heldere wolk hebben waargenomen, die voortjoeg met eene snelheid van 28 mijlen in het uur. Een ander bewijs voor den dampkring van Jupiter vindt men
daarin, dat de strepen niet zichtbaar zijn tot aan den rand van de planeet, daar worden zij verborgen door de dikkere lagen van den dampkring. Evenzoo bewezen de spectraal onderzoekingen het bestaan van een
dampkring; het rood in het spectrum vertoont eene donkere streep, die volgens den geleerden Secchi haren oorsprong heeft in de opslorping van het zonnelicht door den dampkring van Jupiter. Door de ontleding en bestudeering van het spectrum der planeet
heeft inen eenige bepaalde gegevens trachten te verkrijgen, over de natuur van het gasachtig hulsel van Jupiter. lluggins en Miller, vonden even als Secchi de streep, die op
een dampkring wees, eene andere streep kwam echter volstrekt niet met de absorbtiestrepen van onzen dampkring overeen, en wees dus op het bestaan van eene gassoort of damp, welke de aardsche damp- kring niet bezit. § 3. Het .Jupiterstelsel; zijne wachters of manen. — Loopbaan en afstanden. —
Afmetingen, massa, kleur en glansverandering der wachters. — Omwenteling.— Nut voor de scheepvaart. De vier hemellichamen, die rondom Jupiter wentelen en hem op
zijn tocht om de Zon vergezellen, zijn thans de voorwerpen onzer beschouwing. De uitvinding der verrekijkers maakte ons bekend niet die Jupi-
termanen, want hoewel zij voor het bloote oog onzichtbaar zijn, vertoonen zij zich reeds in een kijker van zwak vermogen als kleine sterren. Aan Gallileï komt de eer toe van hunne ontdekking, 7 Januari 1(510, en hij bepaalde den duur van hunne omwenteling. De loopbanen, welke de wachters oin de Zon beschrijven , verschil-
len om hunne geringe uitmiddelpuntigheid weinig van een cirkel. De helling dier loopbanen is tevens zeer gering op den aequator van Ju- |
|||||
|
211
|
|||||
|
piter, en omdat liet vlak van den aequator van Jupiter, zooals wij
vroeger zagen, bijna evenwijdig is aan het vlak van zijn loopbaan, vertoonen die vier wachters zich steeds in eene bijna rechte lijn ter weerszijden van den Jupiters-aequator. Ziehier de opgave van den duur der omwenteling en hun afstand
tot aan het middelpunt van de planeet. Duur van den omloop in Afstand in
Aardsclie dagen. Jupiterdagen. stralenv.Jupiter. geogr.m.
Ie Wachter, 1 dag 18 u. 27 m. 33,5 s. 4 dag. 275. 5,944. 59,451.
2e „ 3 „ 13 „ 13 .. 42 „ 8 „ 582. 9,4G2. 94,538.
3e „ 7 „ 3„ 42 „ 33,4 „ 17 „ 221. 15,080. 150,890.
4e „ 16 „ 8G „ 32 „ 11,3 „ 40 „ 426. 20,535. 205,403.
Die afstanden zijn berekend van middelpunt tot middelpunt, zoodat
als men den afstand wil bepalen van de naaste punten op beider om- trek, men van de voorgaande getallen nog af moet trekken de som van den straal van eiken wachter en van Jupiter, hetgeen voor ieder eene vermindering in afstand te weeg zou brengen van onge- veer 10302 mijlen. Op die wachters zijn ook de wetten van Kepler van toepassing:
bijv. het kwadraat van den omloopstijd van den eersten en vierden wachter, in elkander gedeeld, geeft tot quotiënt 89, evenzoo geven de derde machten van hun middelbaren afstand iu elkander gedeeld ook het quotiënt 89. Omdat de loopbanen van de wachters slechts eene geringe helling
hebben op het vlak van de baan, welke Jupiter doorloopt, moeten de drie eerste wachters bij eiken omloop telkens in den sehaduwke- gel komen, welke Jupiter achter zich werpt, en daardoor wordt voor die wachters telkens de zon verduisterd, terwijl voor de planeet zelve, zoowel als voor onze Aarde, telkens eene maansverduistering plaats vindt. Tevens gebeurt het, al naardat de stand van onze Aarde en Jtipi-
ter is, dat die manen vóór zij in den schaduwkegel verdwijnen, reeds door den bol van de planeet bedekt worden, of nadat zij dien schaduwkegel zijn uitgetreden, zich nog met betrekking tot onze Aarde achter de planeet bevinden en dus voor ons onzichtbaar zijn. De vierde en meest verwijderde wachter, ondergaat ook verduisterin- gen, maar omdat zijn afstand en de helling zijner baan grooter zijn, gebeurt het dat hij soms boven den schaduwkegel rondloopt of er |
|||||
|
JIK STKHr.KNWKKKI.il
|
|||||||
|
!\':■.; I I[»• 11111y dn- .is n|i hol vl.1 van Jupitt-1-s lni.|>(i.u>!l
|
|||||||
|
Kil» \'.\' I.ii«>|>(i;inn dor wurlitors van Junite»-
|
|||||||
|
212
|
|||||||
|
maar gedeeltelijk intreedt, deze wachter wordt dus bij eiken omloop
niet verduisterd. Laplaee heeft voor de drie dicht bij de planeet loopende wachters
de volgende merkwaardige wetten gevonden: 1. De middelbare hoek- beweging van deu eersten wachter, geteld bij het dubbel van de hoek- beweging van den tweeden wachter, staat gelijk met de drievoudige hoekbeweging van den derden wachter. 2. De middelbare lengte van den eersten wachter, verminderd met de drievoudige lengte van den tweeden en vermeerderd met de dubbele middelbare lengte van den derden wachter, geeft immer zeer nauwkeurig 180 graden. Hieruit volgt dus, wat door de waarneming wordt bevestigd, dat de drie het dichtst bij Jupiter loopende manen nooit tegelijk verduisterd kunnen worden; wanneer de tweede; en derde wachter bijv. verduisterd zijn en zich dus voor ons in den schaduwkegcl achter de planeet bevin- den, dan zal de eerste wachter vóór de planeet, dat is in conjunctie met haar zijn. Wanneer integendeel die beide wachters zich vóór de planeet in conjunctie bevinden, dan zal de eerste wachter daarente- gen verduisterd zijn en zich in oppositie bevinden. Die omstandigheid vindt echter alleen plaats met de ware verduisteringen, dat is, wan- neer de wachters in den schaduwkegcl treden, en niet met de bedek- kingen der wachters door de planeet, waardoor zij voor onze aarde verdwijnen. \' Soms gebeurt het, dat de stand van de wachters zoodanig is, dat
er zich geenc naast de planeet vertoonen, maar dat zij allen verdwe- nen zijn, eenigen verduisterd of door de planeet bedekt en anderen voorbij de schijf van Jupiter loopende. Wanneer zij vóór de schijf heengaan, en zich dus tusschen de Zon en Jupiter bevinden, veroor- zaken zij op de planeet ecne zonsverduistering, namelijk voor die » plaatsen, die in den schaduwkegcl van den wachter zijn gelegen; dan ziet men van onze Aarde eene kleine ronde zwarte vlek met gelijke snelheid zich over de schijf van Jupiter bewegen, terwijl de wachter |
|||||||
|
1 Beide verschijnselen hebben plaats in 1872 op den 24 Mei des avonds Ion elf
ure ongeveer, en den 8 Juni, \'s morgens ongeveer ten\' bal!\' drie ure, dan zijn de tweede en derde wachter in den schaduwkegcl achter de planeet en de eerste waoh- ter ziet uien vóór de planeet heengaan. Het tegenovergestelde heeft plaats, den 29 Dec. \'s middags ongeveer ten \'i ure, dan y.un de beide wachters vóór de planeet, dus in conjunctie, en de eerste wachter is in den scliaduwkegel dus verduisterd. |
|||||||
|
213
|
||||||||||||||||||||||||||||||||
|
zelve zich als een helder schijfje op de donkere banden van Jupiter
vertoont. Plaat XXXIII geeft ons van die schaduw en dien overgang een voorbeeld. Die verduistering op Jupiter is een direct bewijs, dat de planeet
geen eigen licht bezit, maar slechts het zonlicht op ons terugkaatst. Struve heeft de schijnbare middellijnen van de wachters van Jupiter
gemeten, en komt tot de uitkomst, dat de eerste wachter, uit de pla- neet gezien, ongeveer dezelfde afmetingen bezit als onze Maan uit de Aarde gezien. De tweede en derde wachter worden gezien, meent hij, onder een hoek van 18 minuten, en de vierde onder een hoek van 9 minuten. Voor de ware afmetingen vindt men dan: |
||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Inhoud, de aarde
als eenheid genomen. 0,033
0,020 0,104 0,03(> |
||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De derde wachter is dus, gelijk men ziet, de grootste. Zijn middelijn is
veel grooter dan die van onze Maan, die overeenkomt met den tweeden wachter; maar de vier wachters bij elkander evenaren slechts bet tJOOOste gedeelte van den machtigen Jupiter. Cassini, aan wien wij vele waarnemingen op het stelsel van Jupiter
verschuldigd zijn, had in den glans der wachters een groot verschil opgemerkt, en daaruit besloot hij, dat zij om hunne as wentelden. W. Herschel vooronderstelde ook eene omwenteling, en wel zooals die onzer Maan, namelijk dat omwenteling en omloop in juist denzelfden tijd volbracht werden. Beer en Miidler bevestigden die waarneming, ten minste wat betreft
den eersten, tweeden en vierden wachter, want over den derden wachter durfden zij geen vast besluit maken. Volgens Seccbi heeft die derde wachter eene veel snellen: omwenteling, welke veel verschilt met den duur van zijnen omloop; door eene langdurige en nauwgezette waarneming van de vlekken op de schijf van dien wach- ter kwam hij tot dat besluit. De wachters van Jupiter onderscheiden zich nog van elkander door
hunnen glans. In de juiste bepaling echter verschillen de sterrenkun- digen, want llerschel zag bijv. den vierden wachter in eene oranje tint, 15
|
||||||||||||||||||||||||||||||||
|
214
|
|||||||
|
terwijl Beer en Madler hem eene blauwe kleur gaven; komt dit ver-
schil voort wit de kijkers, welke men gebruikt, of uit den dampkring, als de wachters dien bezitten; of is er eene andere oorzaak, welke die kleur voortbrengt ? \'t Valt moeielijk tusschen die verschillende hypothesen met grond eene keuze te doen. Om de zoo veelvuldig plaats hebbende eclipsen en overgangen der
wachters over de schijf van Jupiter, en om de zoo gemakkelijke waarneming daarvan, zijn die verschijnselen van groot belang en nut voor de zeevaart, ten einde daaruit met juistheid de lengte te berekenen, waarop men zich bevindt; een enkel voorbeeld zal dit duidelijk maken. Wanneer een schip uitzeilt is het in bezit van goede sterrenkundige
tafelen en van chronometers, die den tijd bijv. van Greenwich aangeven, het bevindt zich nu in den Atlantischen Oceaan. Nu neemt men waar, dat op den 7 Febr. 18G2 de eerste wachter van Jupiter door de planeet wordt bedekt; de chronometer geeft aan, dat die bedekking,geschiedt ten (j uur 40 min., en de tafelen der eclipsen geven aan, dat die be- dekking in Greenwich plaats moot hebben ten 8 uur 40 min. Het is dus o]) dat oogenblik 8 uur 40 min. in Greenwich, er is alzoo een verschil van 2 uren, gelijkstaande met 30 graden, men is daarom op 30graden westcrlengte van Greenwich, of met andere woorden, het schip be- vindt zich op 330 graden lengte. De breedte (dat is de afstand van den evenaar) vindt men door
uit de bekende dcclinatie of breedte van de sterren \' den afstand van den acquator te berekenen; zoo geven de sterrenkundige tafelen bijv. voor Jupiter op den 7 Febr. 1872 ten 12 ure\'s middags eene declinatie aan van 22° 7\' f>2"4, dit zal door den loop der planeet ten (5 uur 40 min. ongeveer zijn 22° 8\', nu meet men den hoek van de planeet met het Zenith en vindt daarvoor bijv. 20 graden, dan is de gansche breedte van den acquator 42° 8\'. Het schip bevindt zich dus op 330 graden lengte en 42° 8\' breedte, even ten noorden van de Azorische eilanden. Onze voorvaderen begrepen zoo goed het gewicht van Gallileï\'s
|
|||||||
|
1 W{| geven hier maar één middel op om de breedte te kennen, hoewel men die
breedte ook door andere middelen kent; bnv. door liet meten der zonshoogte bü haren doorgang door het zuiden, of door het meten van de hoogte der poolster, of door andere sterrenkundige waarnemingen. • |
|||||||
|
215
|
||||||
|
ontdekking, dat de Staten van Holland den grooten sterrenkundige
gezanten zonden om hem een gouden keten aan te bieden, en hem zoo dringend mogelijk te verzoeken de tafelen voorde verduisteringen van Jupiters wachters te voltooien, een arbeid, waarbij de zeevarende natiën groot belang hadden. De wachters van Jupiter hebben evenzoo de gelegenheid verschaft
om bekend te worden met de verbazende snelheid van het licht; daarvan zullen wij echter in het derde deel van dit werk verslag geven. |
||||||
|
15*
|
||||||
|
VII.
|
|||||
|
SATURNUS r).
§ 1. Saturnus, met het ongewapend oog gezien. — Zijne schijnbare beweging en
duur van zijnen synodischen omloop. — Beweging om de Zon, duur van den sidcrischcn omloop. — Elementen van zjjne baan en verschil in afstand tot de Zon en de Aarde. — .Schijnbare en ware afmetingen. — I\'oolafplatting. — Opper- vlakte, inhoud, massa en dichtheid. — Zwaartekracht op zijne oppervlakte. Is Jiij>iter de grootste der planeten van ons zonnestelsel, Saturnus
is de rijkste in ondergeschikte stelsels. Niet vier, zooals bij Jupiter, maar acht Manen wentelen om de
hoofdplaneet, en hoewel die wachters niet zoo veelvuldig voor Saturnus zonsverduisteringen veroorzaken als dit bij Jupiter plaats vindt, biedt de planeet toch een geheel eigenaardig verschijnsel, dat in ons zon- nestelsel eenig in zijne soort is, namelijk het stelsel harer ringen, die haar op bepaalde afstanden omgeven en met haar rondloopen. Hoe meer wij doordringen in de beschouwing van onze Zonuewereld,
des te meer hebben wij stof oin de wondervolle verscheidenheid, die er zich in openbaart, te bewonderen. Dan eens zijn het eenzaam loopende planeten, zooals Mercurius, Venus en Mars; dan weder de groep der kleine teleskopische planeten; dan de Aarde, die met hare Maan rondom het algemeen middelpunt loopt; elders zullen wij zien, hoe de stof van ons planetenstelsel zich nog vertoont in den vorm van het zodiaklicht of van zoogenaamde vallende sterren of van nev\'elringen; eindelijk zien wij de groote planeten, die niet alleen van de anderen onder- scheiden zijn door hunne verbazende afmetingen, maar vooral ook door het getal der ondergeschikte lichamen, die zij beheerschen , en die wereld- |
|||||
|
217
|
|||||||
|
stelsels in het klein vormen, en toch dat alles wijst door de eenheid
der wetten, die bij zoo veel verscheidenheid heerscht, op eene eenheid van oorsprong. Hoe verschillend ook de bestanddeelen waren van de onderscheidene
deelen van ons zonnestelsel, welke wij reeds beschouwden, alles had één groot punt van overeenkomst; de vorm namelijk van ieder lichaam, was altijd die van een regelmatig langwerpig rond. Men kon dus uit de overeenkomst reeds gissingen maken over het schouwspel, dat de ringen van Saturnus ons zouden schenken; de hul]) echter van goede kijkers was noodig om nauwkeurig bekend te worden met het merkwaardig Saturnus stelsel. Voordat wij echter die ringen in hunne bijzonderheden bc- schouwen, zullen wij eerst de astronomische en physische elementen van de planeet zelve nagaan. Wanneer wij Saturnus met het bloote oog waarnemen, heeft hij den
schijn van eene ster der eerste grootte, hoewel hij minder schittering heett dan Jupiter; zijn licht is rustig en niet tintelend zooals dat der vaste sterren. Zijne schijnbare beweging langs den sterrenhemel, hoewel veel langzamer dan die der beide laatste planeten, welke wij beschouwd hebben, biedt ons dezelfde verschijnselen; dan eens is zijn loop gere- geld en overeenkomende met dien der overige sterren (directe genaamd), dan weder schijnt hij eene achterwaartsehe beweging te hebben (retro- grade), en soms ook schijnt hij op zijne baan stil te staan (stationnair). Elke 377 dagen en 20 uren staat de planeet met betrekking tot de
Zon en onze Aarde in denzelfden stand, dat is de duur van zijnen synodischen omloop, die in twee deelen wordt onderscheiden, de eene duurt 239 dagen ongeveer, en daarin schijnt de planeet van het wes- ten naar het oosten te loopen; de andere 130 dagen, schijnt hij eene geheel tegenovergestelde richting te hebben, en wel van het oosten naar het westen \'. Het ware eene noodelooze herhaling hier de redenen van dien sehijn-
|
|||||||
|
\' In hot jaar 1872 is Saturnus op don 3 Jan. \'s morgens ton 6 u. 33 min. in con-
junctie mot de Zon (1? ^ ©), on dienselfden stand hoeft hy op nieuw in 1873 don 13 Jan. \'s middags ten 4 ure. Den 9 Juli 1872 \'s avonds ten 11 u. 13 min is de pla- neet mot do Zon in oppositie (f) »-> O), en heeft in 1873 don 22 Juli \'s morgens 4. u. 57 min. weder dionzelfdon stand. Stationnair is de planeet in 1872 den 1 Mei \'s morgens ten 8 ure, on tevens den
18 Sept. \'s morgens ten 10 ure 17 min. In 1S73 hooft hjj dien stand don 12 Mei\'gmid- dags ton 2 u. 3 min. on 30 Sept. ten fi u. 20 min. \'s morgens. |
|||||||
|
218
|
|||||
|
baren loop te verklaren, iedereen begrijpt, dat de beweging van onze
Aarde de oorzaak van dat verschil in beweging is, overigens verwij- zen wij naar bladz. 1 82 waar bij Mars, de eerste der buitenplaneten, die verklaring uitvoerig is gegeven. De siderisehe omloop van Saturnus bedraagt 10750,22 dagen,
dat is 25) jaren en 167 dagen. Zoolang behoeft dus de planeet om hare baan rondom de Zon te doorloopen, welke baan ongeveer 1200 millioen Geogr. mijlen lang is. Het vlak der baan maakt met liet vlak van de ecliptica of de baan
der Aarde een hoek van 2* 29\' 28,1". Die verbazend lange baan doorloopt Saturnus met eene snelheid
van ongeveer 9925 meters iedere seconde, eene snelheid, toch nog driemaal minder dan die onzer Aarde; omdat de loopbaan van Satur- nus geen cirkel is, maar eene ellips, in wier ééne brandpunt zich de Zon bevindt, is de planeet soms dichter bij de Zon en soms verder van haar af, en daarom is de snelheid ook niet even groot, maar soms minder en soms meer; om den verren afstand der planeet is hare verplaatsing aan den sterrenhemel zeer langzaam, zoodat zij zich elk jaar ongeveer slechts 12 graden verplaatst. De uitmiddelpuntigheid van de loopbaan der planeet wordt uitgedrukt door 0,0559956, dat is het twintigste gedeelte van de halve lange as; die uitmiddel- puntigheid is dus meer dan driemaal zoo groot dan die der baan, welke onze Aarde doorloopt, terwijl de middelbare afstand van Sa- turnus tot de Zon ongeveer negen en een half maal zoo groot is als die van onze Aarde. In stralen der In millioenen geogr.
aardsche loopbaan. mijlen.
Perihelium.......9,0046 186,24
Middelbaar.......9,5388 190,00
Aphclium.......10,0730 208,33
Na 15 jaren levert dus de afstand der planeet tot de Zon een ver-
schil op van ruim 22 millioen mijlen; een verschil dat zelfs den af- stand onzer Aarde tot de Zon overtreft. Wanneer men uit Saturnus de Zon beschouwde, zon deze slechts
eene middelbare middellijn hebben van 3\' 20", dus ruim negen maal kleiner dan de Zon zich aan ons oog vertoont, (vergelijk Plaat II). En volgens het kwadraat van den afstand is ook de warmte en licht- nitstraling op Saturnus verzwakt. |
|||||
|
211)
|
|||||
|
Naarmate de stand is van de Aarde en van Satnrmis op hunne ba-
nen, is ook de afstand dier beide planeten grooter of kleiner. Wanneer de planeet in haar perihelium is, en tevens met betrekking tot onze Aarde in oppositie, dan is de afstand het kleinste, hoewel tlie dan toch nog 165 millioen geogr. mijlen bedraagt. Maar is de planeet in haar aphelium, en met de Zon in conjunctie, dan bereiken beiden den grootsten afstand, die dan ongeveer 22!l millioen mijlen is. Omdat onze Aarde in veel korter tijd om de Zon loopt, komt Satur-
nus elk jaar in oppositie en in conjunctie met de Zon met betrek- king tot onze Aarde, hoewel hij dan niet den versten en diehtstbij- zijnden stand inneemt. Uit dit verschil in afstand volgt ook een groot verschil in glans,
hetzij men Saturnus beschouwt met het bloote oog, of met een gc- noegzaam vergrootenden kijker, waardoor men zijne schijf kan waar- nemen. Even als bij Jupiter en om dezelfde redenen onderscheidt men bij
Saturnus geene schijngestalten, maar hij vertoont zich immer geheel verlicht, hoewel de zwarte schaduwen, welke de wachters bij hunnen overgang op de schijf werpen, en de schaduw van den ring, geen twijfel laten over den oorsprong van zijne schittering; hij bezit geen eigen licht en is donker van natuur, maar straalt het zonlicht op ons terug, en komt daarin overeen met al de planeten van ons stelsel. De vorm van Saturnus is merkbaar elliptisch, met andere woorden
de planeet is aan de beide polen van hare omwentelingsas merkbaar afgeplat. Volgens de metingen, welke W. Herschel ondernam, geloofde men, dat Saturnus een onregelmatigen vorm bezat, en dat zijne grootste middcllijn niet in den aequator, maar van 45 graden boven tot 45 graden beneden den aequator lag. De geleerde Bessel bewees uit de onderlinge aantrekkingskracht van den bol en den ring, dat zulk een vorm onmogelijk was, en latere nauwkeurige metingen beves- tigden het gevoelen van Bessel, dat Saturnus een regelmatig langwer- pig rond is. Volgens Bessel is de aequatoriale middellijn van Satur- nus 17,053", en de lijn door de polen 15,381", waardoor men tot ecne afplatting komt van 7i«M. Brengt men dit over in getallen dan" ver- krijgt men voor de aequatoriale middellijn 15680 mijlen, en voor de poollijn 14140 mijlen, de afplatting aan beide polen bedraagt dus 1540 mijlen. Volgens Littrow is de middcllijn 17214 mijlen, en volgens Kaiser 16880. De oppervlakte van Saturnus is 93,6 maal grooter dan |
|||||
|
220
|
|||||
|
die van onze Aarde, en zijn inhoud 905,0 maal grooter, terwijl hij
toch nog maar het 3500 gedeelte der zonnemassa hezit; 101 van onze aardhollen zonden de massa van den Saturnusbol evenaren. De dichtheid van de stof, waaruit Saturnus bestaat, is zeer gering,
en staat in verhouding tot de dichtheid van onze Aarde als 0,112, dat is eene dichtheid veel geringer dan die van waterpotassium, onder de metalen, en zekere houtsoorten, zooals de cypres- en de olijfboom, zijn dan van dezelfde dichtheid als Saturnus. Misschien is de gansche bol van de planeet vloeibaar, of bevat zij eene vaste kern, door gas- achtige of vloeibare lagen omgeven; men heeft echter geene gegevens om hierover eene gegronde gissing te maken. De zwaarte op hare oppervlakte is bijna \'A9 sterker dan die op onze
Aarde, en daarom zou een vallend lichaam op de planeet in de eer- ste seconde bijna l> meters doorloopen. Volgens anderen echter, zooals Littrow, wiens berekeningen wij vooral gevolgd hebben, is de zwaarte minder dan op onze Aarde en dus de valhoogte ook minder snel. § Omwenteling van Saturnus — Dagen en jaargetijden. — Warmte, licht op Sa-
turniis. — De ringen der planeet. — Wachters. — Dampkring Wanneer men op de schijf van Saturnus een kijker van sterk ver-
mogen richt, bemerkt men, dat de planeet een groot aantal banden bezit, die evenwijdig met haren aequator loopen; eenigen zijn wit, anderen meer of minder donkergrijs of geelachtig. W. Herschel on- derzocht die banden, en maakte uit zekere onregelmatigheden en vlek- ken daarin eene berekening over de omwenteling der planeet, welke hij bepaalde op 10 uren, 29 minuten, 17 seconden. Ziedaar dan op nieuw eene groote planeet, wier omwenteling tweemaal
zoo snel is dan die der kleinere planeten. Dag en nacht volgen eik- ander dus na 5 uren op, maar het jaar bestaat uit bijna 24,f>45 om- wentelingen, dus uit 24,(514 dagen; om dien grooten duur van het Saturnus-jaar wijzigen de verschillende jaargetijden ook zeer lang- zaam den duur van die korte Saturnus-dagen en nachten. De jaargetijden leveren echter veel meer verschil op dan op Jupiter
geschiedt, en dit komt voort uit de grootere helling van de om- wentelingsas op de loopbaan der planeet. De as van Jupiter staat, zooals wij vroeger opmerkten, bijna loodrecht op zijne baan, vandaar weinig afwisseling in de verschillende jaargetijden; bij Saturnus ech- ter is die helling grooter, en komt met die van Mars en van onze |
|||||
|
221
|
|||||
|
Aarde overeen, want zij maakt met het vlak van de loopbaan een
hoek van 63° 11\'. Uit die helling volgt, dat Saturnus ongeveer 15 van onze jaren zijne polen naar de Zon keert of daarvan afwendt. Ieder jaargetijde van Saturnns duurt dus meer dan zeven van onze jaren. Om echter de verschijnselen goed te begrijpen, welke de dagen,
nachten en jaargetijden van Saturnus opleveren, moeten wij ons een duidelijk begrip vormen, zoowel van de ringen, welke die schoone planeet omgeven, als van de acht wachters, die haar op hare dertig- jarige reize om de Zon vergezellen; daarom zullen wij thans het stelsel dier ringen en der hemellichamen, welke haar omringen, ont- wikkelen en verklaren. Toen de verrekijkers uitgevonden waren, kwam men ook tot de
ontdekking van het vreemde stelsel van Saturnns. Gallileï was de eerste, die er opmerkzaam op maakte, maar om den nog on volmaakten toestand der kijkers, meende hij, dat Saturnns uit een drievoudig lichaam bestond. „Wanneer ik Saturnns beschouw," zoo schreef hij aan den groot- hertog van Toscane, „met een kijker van dertigvoudige vergrooting, schijnt de centraalbol de grootste te zijn; de beide andere bollen, die ten oosten en ten westen de planeet aanraken, liggen echter in eene richting, die niet samenvalt met de richting van den dierenriem; het zijn als twee dienaren, die den ouden Saturnns helpen zijn weg te maken, en die licm steeds ter zijde blijven." Toen de geleerde sterrenkundige later Saturnns zuiver rond zag,
zonder eenig aanvocgsel, wist hij niet meer wat er van te denken, en meende alles, wat hij vroeger had gezien, aan optisch bedrog te moeten toeschrijven. Onze vaderlandsche Hnygens gaf het eerst in l(!ö9 de ware uit-
legging van het Saturnusstelsel, welke uitlegging door de theorie van de beweging der planeet en door de waarneming met machtige teles- copen bevestigd werd. Kondom Saturnus, ongeveer in het vlak van zijnen aequator, bevindt zich een stelsel van drie platte ringen, on- lijk in breedte en zeer dun. De buitenste ring namelijk, die het verste van de planeet is, is van den middelsten ring gescheiden door eene ruimte, waardoor die beide ringen geheel van elkander gescheiden en onafhankelijk zijn, terwijl de binnenste ring daarentegen zeer dicht hij den middelsten ligt, zoodat deze elkander bijna schijnen te raken. William Ball, in 1665, en tien jaren later (\'assini, erkenden reeds |
|||||
|
222
|
|||||
|
die duistere tusschenruimte in de beide uiterste ringen, maar eerst in
Nov. 1850 ontdekte Bond, in Noord-Amerika, en Dawes, in Engeland, den derden binnensten ring. De tint dier drie ringen is zeer verschillend; de middelste, die de
helderste is, wint het zelfs in schittering van de Saturnusschijf; de buitenste ring is dof en grijsachtig van kleur, en komt overeen met de kleur der banden, welke men op den bol waarneemt. Beide deze ringen zijn ondoorzichtig en werpen eene sterk geteekende schaduw op de planeet. De binnenste ring is ook donker maar doorschijnend, want door dien ring heen neemt men den verlichten Saturnusbol waar. Behalve die drie groote en breede ringen nam men nog andere af- scheidingen en splitsingen waar, maar die verdeelingen waren van geene blijvende natuur en slechts tijdelijk. Over de afmetingen dier ringen verschillen de sterrenkundigen nog
al in hunne berekening; want om den grooten afstand der planeet en om de ligging dier ringen, levert de meting groote moeielijkheden op; de metingen echter in deze eeuw ondernomen, verschillen niet zooveel als die van vorige tijden. Volgens de berekening van Struve bedraagt de middellijn van het gansche ringstelsel 3(>.870 geogr. mij- lcn, en de middellijn, genomen van den middelsten helderen ring, 24,520 mijlen, zoodat de breedte van die beide ringen 6175 mijlen beslaat; de middelste heldere ring is dus van de oppervlakte der pla- neet 4420 mijlen verwijderd, of beter, omdat volgens de waarnemin- gen van Gallet in 1(584 en van Schwabe in 1827, het middelpunt van het ringstelsel niet samenvalt met het middelpunt der planeet, is de naaste afstand 4240 mijlen. Volgens Bond, die den derden donkeren ring ontdekte, is deze slechts 100 mijlen van de planeet verwijderd. De breedte van de ruimte tusschen de beide eerst ont- dekte ringen, welke men naar haren ontdekker Cassinische ruimte noemt, bedraagt .380 mijlen. Over de dikte van dien ring bestaat evenzoo onder de waarnemers
groot verschil. Herschel schatte dezelve op 100 mijlen; anderen geven echter eene veel geringere dikte aan. Een tal van vragen kunnen er over dat wonderverschijnsel gedaan
worden, maar vragen waarop niet immer een afdoend antwoord kan gegeven worden. Hoe blijft dat ringstelsel, kan men vragen, zoo zon- der steunpunt of aanraking rondom de planeet hangen, en welke is de kracht, die de verschillende deelen van dien ring samenbindt, en |
|||||
|
223
|
|||||
|
waarom worden zij door de aantrekking van de planeet niet aange-
trokken en storten op haar neder? Laplace heeft op die vragen zijn antwoord gegeven. Hij bewees, dat
het blijvend evenwicht alleen dan mogelijk was, wanneer de ring van elliptischen vorm, en op verschillende punten ongelijkheid was in breedte, dikte en kromming, en de waarneming heeft dit bevestigd. Men merkte op, dat het middelpunt van de zwaartekracht van den ring niet samenviel met het zwaartepunt van de planeet, en daaruit volgden langzame schommelingen in de onderlinge standen. Overigens moest de ring zich in zijn vlak bewegen en omwentelen, en wel volgens de berekening van Laplace, met eene snelheid gelijk aan die van de pla- neet, van K) uren, en waarlijk de waarnemingen van Herschel stemmen niet die berekening overeen ; hij nam op den ring bergachtige onrejjclmatig- heden waar, en daaruit bepaalde hij de omwenteling van 10 u. .\'55 m. 15 s. De Kussische astronoom, Otto Struve, wilde opgemerkt hebben, dat
de ring van Saturnus in breedte toenam en al meer en meer de planeet naderde, zoodat hij berekende, dat bij dergelijke voortgaande uitbrei- ding, de ring in het jaar 20(jK de planeet zou aanraken, en in 2800 geheel verdwenen zou zijn. Die berekening steunt echter op de metingen van den ring in vorige eeuwen gedaan, die echter te veel verschillen en te onvolmaakt zijn om er zulk een eindbesluit uit te trekken, zoodat Professor Kaiser, die de redeneringen van Struve gewikt en gewogen heeft, daarvan zegt, dat als men in aanmerking neemt de groote onze- kerheid der metingen, op welke dat onderzoek van Struve rust, men in verzoeking komt om te twijfelen of de schoone overeenkomsten niet grootendeels aan het toeval moeten worden toegeschreven. Wat de natuur van die ringen betreft, daarover is men tot geene
voldoende verklaring geraakt, en men moet zich tot hypothesen bepalen. De gissing, dat de ring een vast lichaam is, de oude aequator van de planeet namelijk, waarvan deze, hetzij door afkoeling, of volgens Bnffon, door de middelpuntvliedende kracht zich heeft afgescheiden, deze hypothese telt weinig aanhangers en is ook onwaarschijnlijk, daar de doorschijnendheid van den derden ring meer op eene gasachtige natuur schijnt te wijzen; de aanhangers van het stelsel der wereld- vorming volgens Laplace willen, dat die ringen gasachtig zijn , en zoeken daarin dan een bewijs voor het stelsel van Laplace, maar het blijft eene bloote hypothese, zoodat de ééne gissing de grondslag is voor de andere. Sedert men in de laatste tijden opgemerkt heeft welk eene |
|||||
|
224
|
||||||
|
belangrijke rol de lnchtstccnen (aërolitlien) in ons zonnestelsel spelen,
beeft men eene andere hypothese gemaakt, waarvan Cassini II de schepper is, en zouden die ringen zijn samengesteld uit een zwerm van kleine lichamen, die op elkander gedrongen, hunne omwentelingen om de planeet maken; om hunne kleinheid kan men ze niet onder- scheiden, en om hunne nabijheid tot elkander, schijnen zij te zamen één lichaam uit te maken. Onmogelijk is die gissing niet, alleen is er tot nu toe geen
enkel feit voorhanden, dat voor bewijs kan gelden voor welke hypo- these ook. De oniwentelingsas van Satnrnus behoudt gedurende den omloop om
de Zon dezelfde richting, evenzoo is het met de ringen. Omdat nu die ringen, evenals de aequator van Satumus, een hoek met de ecliptica maken van ruim 20 graden, is het duidelijk, dat de Zon dan eens de eene en dan weder de andere zijde van dien ring beschijnt. Tweemaal gebeurt het nu in het lange Saturnusjaar, dat de Zon niet het plat maar juist den kant van den ring bestraalt; dan is de planeet in haar equinoxe, zooals wanneer bij ons de Zon de evennacbtslijn of linie passeert. Daaruit volgt dus voor de Aarde een verschillende stand van den
ring, want dan eens zal die ring zich meer geopend vertoonen en dan weder meer gesloten, zoodat er zelfs twee tijdstippen komen, waarop de planeet niet haren ring een stand inneemt, dat deze op eene rechte lijn gelijkt, zoodat de dunne ring alleen voor kijkers van een sterk vermogen zichtbaar is, evenals de dunne zwarte schaduw welke hij op den bol werpt \'. Plaat XXXV, Fig. 2 maakt verdere verklaring over den stand van
den ring overbodig. Een tweede onderscheidend teeken van den rijkdom van het Sa-
turnusstelsel is het achttal wachtters, dat de planeet omgeeft, en dat zooveel verscheidenheid in de hemelvcrschjjnselcn oplevert. Hier laten wij de berekeningen volgen van hunnen afstand tot de planeet en de duur van hunnen omloop volgens Kaiser. |
||||||
|
1 Jn het jaar IK7S zal de ring zich als eene rechte lijn vertoonen, en de planeet
zal te vinden zjjn in het sterrenbeeld de Waterman; terwjjl zij ïlch in het jaar 1872 in den Schutter bevindt, en slechts weinige graden boven den horizon r\\jst. |
||||||
|
IIK STKUKK.NWKHF.I.F».
|
||||||
|
IM.AAT XXXV
|
||||||
|
;:.■■■ n.ii %• rwr.i ■;.
|
||||||
|
225
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Miridelb.
Stralen d. planeet. 1 Mimas. . . . 2,37
II Enceladus. . 3,10
III Thetis. ... 5,11
IV Dione. . . . 6,50
V Rhea .... 9,20 VI Titanus. . . 20,01
VII Hyperion . . 24,19
VIII Japetus. . . 62,19
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De eerste vier wachters zijn dichter bij Saturnus dan onze Maan
bij de Aarde is, de laatste is echter meer dan tienmaal verder dan onze Maan van zijne hoofdplaneet verwijderd, zoodat Saturnus zijne aantrekking nog uitoefent op een afstand van meer dan 520.000 geogr. mijlen. De loopbanen dier wachters zijn geene cirkels maar ellipsen, de
uitiniddelpuntigheid is van allen echter nog niet met juistheid bekend. De omloop dier wachters geschiedt zeer snel, en daarom volgen de schijngestalten elkander ook zeer spoedig op, zoodat Mimas in minder dan 12 uren van nieuwe maan tot volle maan aanwast; cvenzoo ge- schieden de phasen der andere manen in twee tot 4 dagen, alleen de laatste wachter, Japetus, besteedt meer tijd om zijn omloop te volbren- gen dan onze Maan. In het jaar 1845 maakte Hcrschel op de eigen- aardigheid opmerkzaam, die er in den omloopstijd van verschillende Saturnuswachters bestond, namelijk dat de oniloopstijd van den der- den wachter gelijk is aan het dubbele van den omloopstijd van den eersten en de omloopstijd van den vierden gelijk aan het dubbele van dien van den tweeden; d\' Arrest merkte nog eene andere eigenaar- digheid op: |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
494 omloopen van de lstft maan
340 2<1« |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
3de
4de
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
247
170 |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De ineesten dier Saturnuswachters zijn tnoeielijk te onderscheiden,
en vorderen een geoefend waarnemer en een krachtigen kijker, en hieruit verklaart zich ook de zoo late ontdekking dier wachters. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
22G
|
|||||
|
Huygens ontdekte in 1655 Dione, terwijl Japctus eerst in 1848
door Bond en Lassel werd ontdekt. Titanus is de grootste van allen, wiens middellijn men gemeten
heeft; men schat deze op liet zestiende gedeelte van die van den Sa- turnusbol, dat is meer dan de helft der middellijn onzer Aarde; deze wachter is dus veel grooter dan de planeten Mcrcurius of Mars. Deze ringen en wachters moeten voor Saturnus een tal van ver-
schijnselen opleveren, die van belangrijken invloed zijn op zijne da- gen en nachten en op zijne jaargetijden. Naar hetgeen men op Aarde ziet gebeuren, begrijpt men het verschil en de ongelijkheid van dagen en nachten naar gelang de breedte op de planeet is; aan de beide polen en binnen den poolcirkel echter is die ongelijkheid het grootste, want vijftien van onze jaren straalt de Zon onafgebroken op de noord- pool van Saturnus, terwijl de zuidpool gedurende dien tijd in een duisteren nacht is gehuld. In de volgende vijftien jaren geschiedt dit verschijnsel in tegenovergestelde orde; eene zware koude is noodwen- dig het gevolg van die zoo lange berooving der zonnestralen, zoodat de polen niet een breeden gordel sneeuw en ijs moeten bedekt wezen; men neemt dan ook eene witacbtige streek bij de polen der planeet waar, wier helderheid afwisselend is, want die pool, die van de Zon is afgewend en dus winter heeft, bezit de helderste tint, evenals men bij de witte poolvlekken van Mars opmerkt. Maar bij den verbazen- den afstand waarop Saturnus zich bevindt, verdwijnen alle physische bijzonderheden, en moet men zich enkel tot hypothesen bepalen. Saturnus heeft zonder twijfel een dikken dampkring, vooral rondom
zijnen aequator; men vindt een bewijs voor dien dampkring in de heldere banden, welke men op de schijf waarneemt, en die evenals bij Jupiter veroorzaakt worden door de terugkaatsing van het zon- licht op de onmetelijke wolkenmassa\'s, die door de snelle beweging der planeet zich ophoopen. De meer duistere banden wijzen op eene heldere lucht, waardoor
men op de minder terugkaatsende oppervlakte der planeet ziet. De spectraalanalyse levert een ander bewijs voor dien dampkring.
Volgens Huggins was het spectrum van Saturnus zeer zwak, hoewel hij er toch strepen in ontdekte, overeenkomende met die in het spectrum van Jupiter. In het spectrum, dat hij nam van de ooren van den ring (dat zijn die gedeelten, welke ter weerszijden van de planeet uitsteken), vond hij die strepen minder sterk geteekend, en |
|||||
|
227
|
|||||
|
bewees, dat de dampkring om den bol sterker was dan om den ring.
Janssen vond in het spectrum vele strepen, die waterdamp aan-
duidden. Ook vond Secchi eene groote overeenkomst in de spectra van Jupiter en Saturnus, echter vond hij strepen in dat van Saturnus, die volstrekt niet overeenkwamen met de absorbtiestre- pen van onzen dampkring, zoodat hij er uit besloot dat de damp- kring van Saturnus gassen bevat, welke in den onzen niet gevonden worden. Chacornac heeft bij den overgang van een der wachters over de
schijf van Saturnus eene merkwaardige waarneming gedaan, namelijk, dat de randen der schijf veel lichtgevender zijn dan het centrum der planeet; bij Jupiter (zie bladz. 210) heeft juist het tegendeel plaats. Om een goed begrip te krijgen over de verschijnselen, welke het
Saturnusstelsel bij dag en bij nacht aan den hemel te weeg brengt, moeten wij ons in gedachten eens verplaatsen op Saturnus. Wanneer wij van eene der polen naar den aequator wande-
len, hebben wij tot op 63 graden breedte die streken doorloopen, waar de driedubbele ring nooit zichtbaar is. Alleen rijzen de ver- schillende wachters boven den horizon, en schenken ons den aanblik van hunne snel veranderende schijngestalten. Van af dit punt van 63 graden begint het ringenstelsel zichtbaar
te worden; maar alleen in de lente en in den zomer voor de pla- neet, beschijnt de Zon de vlakke zijde, die naar de pool gekeerd is, vanwaar wij komen, en des nachts kaatst het licht van den ring op de planeet terug; gedurende den dag is het schijnsel van dien reus- achtigen boog, die zich meer of minder boven den horizon verheft, zeer zwak, en gelijkt op onze Maan, wanneer zij bij vollen dag zichtbaar is. Naarmate wij meer den aequator op Saturnus naderen, rijst die
boog hooger boven den horizon, zoodat wij op 45» breedte de beide ringen met hunne splitsing boven den horizon zien rijzen, maar naar- mate de ringen in hun geheel zichtbaar worden, neemt door den schui- nen stand, welken wij met betrekking tot die ringen innemen, hunne breedte af, zoodat wij op den aequator slechts een smalle band waar- nemen, die zich door het zenith van het oosten naar het westen uitstrekt. Plaat XXXVI, Fig. 2 geeft ons een denkbeeld van dien ring te
|
|||||
|
228
|
|||||
|
middernacht, wanneer de planeet hare schaduw juist op het midden
van den ring werpt. In de andere uren van den nacht is de stand van die schaduw geheel verschillend; want als de Zon voor de pla- neet in het westen ondergaat, hedekt de schaduw den oostkant van den ring en loopt zoo naar het westen, als de Zon weer opkomt. Voeg nu bij het vreemde schouwspel, dat zulk een ring oplevert,
een tal van manen, waarvan eenigeu vol zijn, anderen wassende en weder anderen afnemende, dan eerst begrijpt men de groote verschei- denheid der Saturnusnachten. In die streken echter, waar het op de planeet wintertijd is, is de
ring niet zichtbaar, omdat hij door de Zon bestraald wordt, juist aan die zijde, welke van die winterstreken is afgekeerd; alleen des nachts ziet men een zwarte band langs den hemel loopen, die alle sterren in die streek bedekt. De dagen van den wintertijd genieten echter een verschijnsel, dat allerzonderlingst is. Omdat de ring met de pla- neet om wentelt, ondergaat de Zon telkens langdurige verduisteringen, doordien zij achter den ring verdwijnt. Soms schiet zij hare stralen weder door de splitsing heen van den ring, om spoedig op nieuw achter den tweeden ring te verdwijnen. Op 2.\'J" breedte hebben de langdurigste zonsverduisteringen plaats. Volgens den stand der Zon volgen die verduisteringen elkander met kortere tusschenpoozen op, en voor sommige gedeelten van Saturnus blijft zelfs de Zon gedu- rende verscheidene dagen verduisterd. Hoe dichter bij den aequator of bij de polen hoe korter de verduisteringen. Hoewel die eclip- sen eene groote duisternis veroorzaken, is deze toch niet volslagen, want door den dampkring heerscht er toch eene soort van sche- merlicht. Wanneer wij ons met de gedachten op de platte zijde van den ring
verplaatsen, wordt het schouwspel dat wij zien geheel anders. Vooreerst heerscht er beurtelings vijftien jaren nacht en vijftien
jaren dag. Maar gedurende het tijdperk van verlichting wordt elke tien en een half uur de Zon verduisterd, omdat zij door de weuteling van den ring achter den bol van de planeet verdwijnt; gedurende den vijftienjarigen langen nacht wordt de ring verlicht door het halfrond van Saturnus, hetwelk dan voor den ring in de\'zonnestralen schittert, want in ieder tien en een half uur vertoont zich de schijf van Satur- nus onder al de schijngestalten van onze Maan, en dat met eene schijf wier middellijn bijna 40 maal grooter is dan die der Maan (zie |
|||||
|
\'LAAT XXXVI
|
|||||||||||||||||
|
„***,*»*»«
|
|||||||||||||||||
|
..... -•
|
|||||||||||||||||
|
.
|
|||||||||||||||||
|
-*jijw»P\'»«¥ ii\' " -
|
|||||||||||||||||
|
- --
|
|||||||||||||||||
|
I*\'i,*; ? D«\' riipi uil Suliirims ^Vairn k)i hel li|ilsh|i hisst\'hrit ilt- i*<|iiint>v<\'ii 1*11 t\\v titiliftiticn
|
|||||||||||||||||
|
220
|
||||||
|
PI. XXXVI Fig. 1). Op die scliijf vertoont zich een duistere scha-
duwband, gescheiden door eene lichtende en heldere streep, de scha- duw namelijk van de beide ondoorzichtige ringen, \' terwijl andere donkere en heldere banden den bol van de planeet of de wolken in haren dampkring toonen. Welk een groot aantal zons- en maansverduisteringen leveren die
acht wachters voor de planeet op. Die verschijnselen kunnen van onze Aarde worden waargenomen, maar vereischen telescopen van een uitstekend vermogen, zoodat zij voor ons dat nut niet opleveren, dat wij aan de verduisteringen der wachters van Jupiter te danken hebben. 1 In onze afbeelding hebben wij den ring voorgesteld als vloeibaar. Zulks is echter
eene bloote hypothese, waarvoor geene gegronde bewijzen zjjn aan te halen. Peirce, een Amerikaansch sterrenkundige, wilde zulks beweren om de tydeiyke en niet bljj- vende splitsingen in den ring uit te leggen. Het blijft echter eene bloote gissing, onbewezen, hoewel niet onmogelijk. |
||||||
|
L6
|
||||||
|
JX.
|
|||||
|
IRASU8. l|J
§ 1. Ontdekking van Uranus. — Vorm en afmeting zijner loopbaan. -- Schijnbare
en ware afmetingen. — Wachters der planeet, helling hunner loopbanen en richting hunner beweging. — Massa, dichtheid en zwaarte op de oppervlakte. Met uitzondering der planetoïden en der wachters van Jupiter en
Satnnms, behoorden de hemellichamen, welke wij reeds beschouwd hebben, tot de aan de ouden bekende zonnewereld, en de grenzen van het bekende planetenstelsel strekten zich niet verder uit dan tot aan Saturnus. Aan een bekwaam waarnemer van lateren tijd was het gegeven op te merken, dat de kring, waarin de Zon hare wer king doet gevoelen, zich nog verder uitstrekte. Williara Herschel ontdekte den 13 Maart van het jaar 1781 des
avonds omstreeks ten tien ure eene nieuwe planeet, Uranus genoemd. Toen hij met zijn teleskoop het sterrenbeeld de Tweelingen waar- nam, ontdekte hij eene ster, wier middellijn zijne aandacht trok; toen hij bemerkte, dat zij zich verplaatste, zag hij haar eerst voor eene komeet aan; de streng meetkunstige Laplace bewees echter, dat de nieuw ontdekte ster eene planeet was, die hare baan had buiten dien van Saturnus. Arago verhaalt, dat Le Monnier reeds verscheidene malen vóór Her-
schel de planeet gezien had, en haar ook als zoodanig had erkend; maar zijne dagboeken waren in zulk een chaotischen toestand, dat er weinig bepaalds uit op te maken was, zoodat Arago zegt, dat het blad, waarop hij eene waarneming van Uranus vond geschreven, vroe- gcr gediend had om haarpoeder te bewaren. |
|||||
|
231
|
|||||
|
Herschel gaf aan de nieuw ontdekte planeet den naam van zijnen
koninklijken beschermer Georgius III, en noemde haar Georginm Sidus. Bode gat\' haar echter den naam, welken zij thans nog draagt, Uranus. Uranus schittert als eene ster van de zesde en zevende grootte, eu
is volgens zijnen afstand soms voor het ongewapend oog zichtbaar; die kleinheid is echter betrekkelijk, en komt voort uit den verbazen- deu afstand, waarop die planeet zich van onze Aarde bevindt, en uit het zwakke licht, dat zij van de Zon ontvangt, want beschouwt men haar met een sterk vergrootenden kijker, dan teekent zich de cir- kelvorm van hare schijf scherp af, zoodat men hare schijnbare middellijn meten kan. De baan, welke zij om de Zon beschrijft, omvat de loopbaan der
Aarde zoo ver, dat het onmogelijk is eenige schijngestalte op de schijf waar te nemen, zoodat zij ons immer haar verlicht halfrond toekeert. Haar loopbaan is geen cirkel, maar evenals die der andere plane-
teu eene ellips, zoodat haar afstand tot de Zon ook op de verscb.il- lende punten van hare baan verschillend is. Haar omloop duurt ongeveer 84 van onze jaren, of nauwkeuriger
84 jaren 26 dagen 19 uren en 42 minuten. In het perihelium is de planeet 378 millioen geogr. mijlen van de
Zon verwijderd, maar in het aplielium 424 millioen, zoodat haar af- stand een verschil oplevert van 40 millioen mijlen. Haar afstand tot de Aarde levert nog grooter verschil op, en is liet grootst, wanneer de planeet in conjunctie met de Zon is; dan staat de Zon tusschen de Aarde en Uranus, en haar afstand bedraagt 436 millioen mijlen, terwijl tijdens de oppositie die afstand toch nog 3;")7 millioen mijlen groot is. Uit dit verschil in afstand blijkt, dat de schijnbare mid- dellijn ook grooter of kleiner zal wezen. Deze bedraagt op mid- delbaren afstand 4"; daaruit nu heeft men de ware middellijn berekend, en begroot men die op 8226 geogr. mijlen, volgens Lit- trovv; Madler echter geeft 7500 mijlen, welke opgave ook die van Kaiser is. De sterrenkundigen zijn het niet eens of de Uranusbol zuiver rond
of aan de polen afgeplat is. Herschel beweerde de afplatting, en Miidler bepaalde die in het jaar 1842 op V.., hetgeen eene snelle omwentelingsbeweging zou aanduiden; andere astronomen, zooalfl 16*
|
|||||
|
2.V2
|
|||||||
|
Otto Struve, konden volstrekt geene afplatting waarnemen, daar-
door is echter niet bewezen, dat de opgaven van Herschel en Miidler niet goed zijn; want als men vooronderstelt, dat de aeqnator overeen- komt met de loopbaan van de wachters der planeet , zooals wii bij Saturnus en .lupiter waarnemen, dan begrijpen wij, dat de stand van de planeet zoodanig kan wezen, dat men soms de afplatting kan waar- nemen en soms ook niet, want dan li#t de omwentelingsas bijna ge- heel op het vlak van de ecliptica; wanneer dus die as naar de Aarde is gericht, zien wij recht op de pool der planeet, en ecne waarne- ïning der afplatting is onmogelijk, maar heeft de planeet een stand zoodanig, dat wij recht op haren aeqnator zien, dan is de afplat- ting, wanneer zij bestaat, merkbaar. Wegens den grooten afstand, waarop de planeet zich bevindt, is
hare verplaatsing aan het hcmclruiin voor ons oog zeer gering, want in een geheel jaar verplaatst zij zich slechts 4° 17 35", zoodat de late ontdekking dier planeet vooral ook aan die omstandigheid is te wijten i. Evenals bij de andere buitenplaneten, doen zich bij haar dezelfde
verschijnselen voor, zoodat zij voor- en achterwaartsche bewegingen schijnt te maken, welker verklaring overbodig is hier nogmaals te geven. l\'ranus is het middelpunt van een ganseh wereldstelsel, evenals
Saturnus, want vier wachters loopen om hem langs banen, die bijna loodrecht staan op zijne eigene loopbaan, en die wachters vergoeden gedurende den nacht het zwakke zonlicht van den dag, want de Zon heeft, uit Uranus gezien, ecne oppervlakte 370 maal kleiner dan uit de Aarde (vergelijk Plaat II); de warmte en de lichtkracht, welke Ui anus ontvangt, is dus 370 maal minder dan die, welke onze Aarde geniet. Over het getal dier wachters is onder de sterrenkundigen groot
verschil. Herschel meende er zes te ontdekken; latere ontdekkers heb- ben dat getal tot op acht willen brengen, maar de bekwame Lassell |
|||||||
|
1 Uranus is in het jaar 1872 te vinden in het sterrenbeeld de Kleine Hond, een
tiental jjraden ongeveer ten oosten van de heldere ster 1\'rocyon. In Jan. is hij het best waar te nemen, omdat h(j dan het dichtst b(i de Aarde is; want den 19 .Jan. is h(j in oppositie, den 24 Juli daarentegen in conjunctie. Tot op den 4 April is züne beweging retrograde, en van dat tijdstip tot op den 11 Nov. is zij wederom recht; maar van den 10 Nov. 1871 tot op den 8 April IS72 neemt liij de schynbare retro- grade beweging weder aan. |
|||||||
|
233
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
heeft op Malta met uitstekende werktuigen en onder de gunstigste
omstandigheden er niet meer dan vier kunnen waarnemen, wier af- stand en duur van omloop wij hier geven: |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Afstand in
stralen van Uranus. 1. Ariël 7,40
2. Umbriël 10,33
3. Titania 1G,{>7
4. Oberon 22,05
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De baan van deze wachters heeft, vergeleken met de baan van
de wachters der overige planeten eene groote bijzonderheid; deze ma- ken met de loopbaan der hoofdplaneet een meerderen of minderen grooten hoek, maar de banen van de wachters van Uranus staan bijna loodrecht op de baan hunner hoofdplaneet (zie onderstaande figuur), en die wachters volbrengen hunnen loop in eene richting, geheel en |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
(Fig. 23.) Stelsel der Uranuswachters.
al tegenovergesteld aan de richting van de wachters der overige pla-
neten. Professor Kaiser zegt echter, in zijne verklaring van den ster- renliemel, dat men niet zeggen kan, dat zij zich van het westen naar het oosten of van het oosten naar het westen bewegen, evenmin als men de beweging van een lichaam, dat bijna loodrecht op den grond valt, bepaaldelijk naar deze of gene streek van den horizon kan noemen. Om het verschil, dat men in de lichtkracht dier wachters meende waar te nemen, en tevens uit de overeenkomst, wilde men tot eene omwenteling besluiten, echter blijft dit om den grooten afstand tot het rijk der hypothesen bchooren. Evenmin heeft men iets kunnen waarnemen van hunne overgangen over de schijf of hunne dompeling in den schaduwkegel, hoewel het zeker is, dat zij dezelfde verschijn- selen te weeg brengen als op Juniter. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
234
|
|||||
|
Wat de physische samenstelling van Uranus betreft, ook op dit
punt blijft de waarneming in gebreke, daar op zulk een afstand geene enkele bijzonderheid der planeet is waar te nemen. Astronomische bere- keningen geven ons alleen de massa der planeet aan, en stellen die op 17 maal die onzer Aarde, zoodat haar inhoud en omvang in acht- nemend, men hare dichtheid stelt op iets meer dan water, namelijk op die van ijs. Wanneer het waar is, dat de omwentelingsas van Uranus bijna even-
wijdig ligt met het vlak van zijne loopbaan, dan brengt dit op zijne oppervlakte vreemde verschijnselen te weeg. Het verschil van klimaat voor de verschillende breedtestreken valt geheel weg, alleen het on- derseheid in de jaargetijden is zeer groot. De Zon staat in den zo- mertijd lang en onbeweeglijk in het zenith van de pool, terwijl de wachters zich jaren lang in eene schijngestalte van eerste of laatste kwartier bevinden, want dan alleen kan het volle of nieuwe Maan zijn, wanneer de Uranuspool de Zon aan den horizon ziet staan. Hoe weinig men ook van die planeet weet, gaf zij toch aanleiding
om den hoogsten triomf der sterrenkundige wiskunde te vieren, door de berekening en ontdekking eener ultra-uranisehe planeet, welke wij thans zullen beschouwen. |
|||||
|
X.
|
|||||
|
NEPÏUNUS. t^J
§ 1. Geschiedenis en verklaring der ontdekking. — Afstand. — Schijnbare en
ware afmetingen. — Massa en dichtheid. — Wachter van Neptunus. Dc ontdekking van de planeet Neptunus levert eensdeels het bewijs
wat de scherpzinnigheid des mensehen vermag, en anderdeels is die ontdekking eene schitterende openbaring van de nauwkeurigheid der nieuwere astronomische stelsels en berekeningen. Wegens den verbazenden afstand, waarop Neptunus zich op zijne
loopbaan beweegt, want zijn middelbare afstand is ruim dertig maal verder van de Zon dan onze Aarde, en hij heeft 165 van onze zon- nejaren noodig om die baan rond te loopen, wegens dien afstand heeft men weinige gegevens aangaande die planeet. Wij zullen dus de zoo merkwaardige ontdekking cenigszins uitgebreid verklaren, vooral dc wijze, die tot grondslag diende voor die ontdekking. Reeds op bet einde der vorige eeuw werd vaak de vraag geopperd
of Uranus wel de laatste planeet van ons zonnestelsel was, zoo bijv. leest men in het astronomisch zakboek van Jacobi voor 1802: "Ophion, "de laatste planeet voorbij Uranus, is 780 milliocn geogr. mijlen van "de Zon verwijderd, en heeft voor zijnen omloop 250 jaar noodig, "hij is echter nog niet ontdekt." Cacciatore meende in Mei 1835 in het sterrenbeeld dc Maagd die nieuwe
planeet ontdekt te hebben, hetgeen echter eene dwaling bleek te zijn. Tot nu toe gebruikte men steeds de wijze, welke wij (bladz. 200) reeds
verklaard hebben, sprekende over de ontdekking der planetoïden, |
|||||
|
236
|
|||||
|
tlians sloeg men een geheel anderen, en wel een theoretischen weg in.
Vroeger berekende men uit de verschillende elementen der planeten en uit hunne massa\'s de storingen, of met andere woorden, welken invloed de planeten op elkander hadden, waardoor er kleine veran- deringen op hunne baan jilaats grepen; nu echter berekende men juist omgekeerd uit de storingen, welke men in de baan van Uranus waarnam, de elementen der nieuwe onbekende planeet, waaraan men die storingen toeschreef. Conti en Delambre berekenden het eerst volledige tafels voor
Uranus, die tot op het jaar 1811 met de waarnemingen op de planeet gedaan, en met de juiste plaats aan den hemel, waar zij stond, overeenkwamen, maar van toen af nam men een groot ver- schil waar. Bouvard maakte in 1821 nieuwe tafelen, waarin de storingen, welke
de bekende planeten op de baan van Uranus konden uitoefenen, be- rekend waren, en toch was er groot verschil tusschen de berekening en de waarneming, zoodat men op het vermoeden kwam, dat er eene onbekende kracht op de beweging van de planeet invloed had, en zelfs opperde Eugène Bouvard, neef van den bovengenoemden, in 1837, in een brief aan Airy, het vermoeden, dat de storingen op de haan van Uranus wellicht veroorzaakt werden door eene verder omloopende planeet. In 1K42 stelde de Academie van wetenschappen als prijsvraag eene
nieuwe bewerking der Uranus-theorie. In den zomer van 1845 begon Leverrier de bewerking der Uranus-
theorie, waartoe hij verplicht was de volgende opgaven op te lossen: 1. Nieuwe en nauwkeurige berekeningen over de storingen, welke
Jupiter en Saturnus op de baan van Uranus konden uitoefenen. 2. Herleidingen van 11» oudere en 2<>2 nieuwere meridiaanwaarne-
mingen, gedaan te Parijs en te Greenwich, en hunne vergelijking met de vooronderstelde theorie van de storingen, door Jupiter en .Saturnus veroorzaakt. 3. Het bewijs dat, volgens die vooronderstelling, berekening en
waarneming niet overeenstemmen, en alleen overeenstemming te vin- den is door de aanname van eene buiten Uranus zich bevindende planeet. 4. Uit de storingen van Uranus de elementen dier onbekende pla-
neet te berekenen. |
|||||
|
237
|
|||||
|
5. Het bewijs, dat in de vooronderstelling dier transuranische pla-
nect, en dus van de storingen, welke zij veroorzaakt, berekening en waarneming met elkander overeenstemmen. Leverrier leverde, met bewonderenswaardige scherpzinnigheid, het
bewijs dezer vraagstukken. Nadat de storingen berekend en de waar- nemingen scherp en nauwkeurig waren gereduceerd, vond bij toch nog een verschil tusscheu 4" en 20", veel te groot om zulks aan on- nauwkeurigheden te kunnen toeschrijven. Nu maakte Leverrier in Juni 1840 aan de Parijsche Academie bekend, dat hij het bestaan van eene planeet, verder dan Uranus, durfde vaststellen, en daardoor alleen kon dan het waargenomen verschil verklaard worden. De wet van Titius was hem eene aanwijzing om bij benadering
den middelbaren afstand tot de Zon te bepalen, en nu stelde Leverrier de verschillende elementen dier onbekende planeet vast, wees de plaats aan den hemel, waar zij te vinden moest zijn, en verzocht aan den Herlijnschen sterrenkundige Galle, de planeet ter aangewezene plaatse te zoeken. Den 23 Sept. 184(5 ontving Galle den brief van Leverrier, en vond
denzelfden avond, met hulp der nauwkeurige Herlijnsche sterrenkaar- ten, de door Leverrier berekende planeet, niet verre van de aangc- duidc plaats. Vroeger had een Engelsch geleerde, Adams, in Carabridge, dezelfde
berekeningen gemaakt, en ze in September 1845 reeds aan Airy opgezonden; er was echter geene openbaarheid aan gegeven, hoewel Challis den 4 Augustus 184(5 de planeet reeds ontdekt had, zonder haar evenwel als zoodanig te erkennen. Het bestek van dit werk veroorlooft niet in meerdere bijzonderhc-
den te treden. Om uitspraak te kunnen doen over den voorrang der ontdekking van Ncptunus tusschen Leverrier en Adams, verwijzen wij naar den heerlijken arbeid van den Hoogleeraar Kaiser: Be ge- schiedenis der ontdekkingen van Planeten. Wij kunnen ons niet ont- houden de schoone woorden van den vaderlandschen geleerde tot de onzen te maken, als hij schrijft: "Door deze ontdekking wordt niet uitsluitend een liessel of een Adams of een Leverrier vereerd, zij ver- eert den nienschelijken geest, die in haar proeven gaf van zijn ver- mogen, en zijn hoogen oorsprong staafde. Huldigen wij alzoo mannen, die ons in de geheimenissen der schepping hebben ingewijd. Vereeren wij hen, die niet moeite en zorgen den akker der wetenschap bezaai- |
|||||
|
238
|
|||||
|
den en besproeiden, maar miskennen wij de Godheid niet, die ook
aan haar den wasdom heeft gegeven. Hier volgen nu de elementen der Neptunushaan, theoretisch volgens
Leverrier en Adams, en die volgens Newcomb, welke hij berekend heeft volgens alle op de nieuwe planeet gedane waarnemingen: Leverrier. Adams. Newcomb.
Halve groote as der baan 36,1539 37,24 30,0705
(Jitmiddelpuntigheid 0,10701 0,120615 0,0084902
Lengte van het perihelium 284° 45\'8" 299° 11\' 43° 17\'30",30
Helling 1° 47\' 1",66 Lengte van den klim. knoop 130° 7\' 31 ",83
Massa V9333 \'/esn Vsiooo
Middelbare lengte 318° 47\'4\' 323° 2\' 335 6\'38",91
Epoche 1847 Jan. 1. 1846 Oct. 6. 1850 /an.
Wanneer wij den blik slaan op bovenstaande tabel, dan is het
verschil tusschcn de theoretisch gevondene elementen en de uit de waar- neming berekende zoo groot, dat men geneigd is te betwijfelen of inderdaad Xeptunus niet eerder door het toeval dan wel door de be- rekening gevonden is. Die twijfel heeft echter geen grond, want het kwam voornamelijk
daarop aan, de plaats aan den hemel te bepalen; de verdere baan- elementen konden niet anders dan bij benadering berekend worden. Mannen als Herschel, Airy, Arago, Jacobi, Kaiser hebben dan ook nooit eenigen twijfel gekoesterd over de theoretische ontdekking der planeet, zoodat de macht der astronomische berekening daardoor in een schitterend licht wordt geplaatst, en de wet van Newton over de zwaartekracht een nieuw bewijs erlangt. De wet van Titius echter kan op de nieuw ontdekte planeet niet
worden toegepast. Volgens die wet moest de afstand der planeet zijn 388, als men dien onzer Aarde tot de Zon op 10 stelt; maar de waarneming geeft aan 300, dus een veel korter afstand, en dit is een bewijs dat, zooals wij vroeger beweerden, zij geene wet is op wetenschappelijke gronden steunende, maar alleen een hulpmiddel voor het geheugen. Neptunus is voor het bloote oog onzichtbaar, en zelfs in machtige
telescopen vertoont hij zich als eene ster van de achtste grootte. Zijne schijnbare beweging langs het hemelruim is uiterst langzaam, want |
|||||
|
23!)
|
|||||||
|
in een gansch jaar verplaatst hij zich slechts 2° 10\' 18". Zijne ware
snelheid, waarmede hij zich op zijne baan beweegt, bedraagt 5629 meters iedere seconde, dus 5 en een half maal langzamer dan de beweging onzer Aarde op hare baan. Hij gebruikt bijna 165 jaar om die baan rond te loopen, en daar de excentriciteit zijner baan zeer gering is, verschilt de afstand tot de Zon in zijn aphelium en perihelium 11,43 millioen geogr. mijlen; zijn middelbare afstand is 625 millioen mijlen. De afstand tot onze Aarde levert grooter ver- schil op; in het tijdperk van conjunctie\' met de Zon is die afstand het grootst, en bedraagt 648 millioen mijlen, maar als hij in oppo- sitie met de Zon is, zijn wij de gansche middellijn der aardsche loop- baan dichter bij hem genaderd, en wel tot op een afstand van 594 millioen mijlen. Men heeft op de schijf van Neptunus geen spoor van afplatting
kunnen waarnemen, evenmin als eenige vlek om den duur der om- wenteling te kunnen bepalen, zoodat deze onbekend is. De ware afmetingen der planeet zijn echter belangrijk, zoodat Nep-
tnnus in grootte de derde planeet is. Zijne middellijn is bijna vijfmaal grooter dan de middellijn onzer Aarde, en meet 7653 geogr. mij- len, terwijl zijne oppervlakte die van onze Aarde bijna 20 maal overtreft. Wanneer wij den blik nog eens slaan op PI. II, zien wij hoe
gering de schijnbare afmeting der Zon is uit Neptunus gezien; op zulk een afstand ontvangt de planeet slechts het duizendste gedeelte van het licht en de warmte, waardoor onze Aarde wordt bestraald; omdat wij echter niets weten over de physische toestanden der pla- neet, kunnen wij er hoegenaamd geen besluit uit trekken. Neptunus loopt niet eenzaam door het ruim des hemels, maar wordt
op zijne lange reis door éénen wachter vergezeld, ongeveer op denzelf- den afstand als onze Maan zich van de Aarde bevindt. Lassell die dezen wachter ontdekte, meende later er nog een
waar te nemen, maar daar men dezen tweeden niet meer heelt waargenomen , blijft zijn bestaan nog een onopgelost vraagstuk; |
|||||||
|
1 Den 13 April 1872 is de planeet in conjunctie met de Zon en den 17 Oct. in
oppositie; evenzoo den 15 April 1873 en den 19 Oct. 1873. Hare beweging is recht tot op de helft van Augustus, waarna hare schjjnbare beweging retrograde is tot in het begin van Januari 1873. Hare plaats aan den hemel is in het sterrenbeeld de Visschen, dicht bij het sterrenbeeld de Kam. |
|||||||
|
1\' 41 I
|
|||||||||||||
|
hoewel liet volstrekt niet onmogelijk is, dat Neptunus nog meerdere
niet ontdekte wachters heeft. Evenzoo heeft men gemeend bij Neptu- nus een ring te ontdekken gelijk Saturnus bezit, maar het is meer dan waarschijnlijk, dat op-
tisch bedrog er de oorzaak van was, want ook bij Ura- nus meende men in den be- ginne zulk een ring waar te nemen, hetgeen echter later als eene dwaling werd erkend. De Neptunuswachter loopt
in 5 dagen 21 uren 4 min. 9 sec. om zijne hoofdpla- neet, en daar zijne baan een cirkel is, heeft dit aan |
|||||||||||||
|
(Fig. 24.) Loopbaan van den Neptunuswachter.
|
de sterrenkundigen gelegen-
|
||||||||||||
|
heid gegeven de massa van
de planeet te berekenen, welke men gelijkstelt met het 20000stc ge- deelte der zonncmassa en met 18 maal de massa van onze Aarde; daaruit tot de dichtheid besluitende verkrijgt men deze bijna vijfmaal minder dan die der Aarde, en met water als eenheid vergeleken staat zij gelijk met 1,15, ongeveer dus de dichtheid van Jupiter, overeenkomende met de dichtheid van barnsteen, iets meer dan zeewater en iets minder dan steenkool. |
|||||||||||||
|
Aan het einde van onze beschouwing over de bekende planeten
doen zich een paar vraagstukken op, welke wij in een kort over- zicht van het geheel willen behandelen. Met de planeet Neptunus eindigt voor ons de kennis van ons pla-
netenstelsel, de kring echter waarbinnen de Zon haar invloed en hare aantrekkingskracht doet gevoelen, strekt zich veel verder uit, daarvan zal bet volgende boek ons overtuigen, wanneer wij de komc- ten zullen behandelen; al die andere lichamen, welke ons planetenstel- scl in verschillende richtingen doorkruisen, verschillen echter, zoowel wat de elementen van hunne baan als hunne physische samenstel- ling betreft zoozeer met de hemellichamen, welke wij behandeld heb- ben, dat het noodig is dezclven in eene afzonderlijke groep te rang- schikken en te beschouwen. |
|||||||||||||
|
l>41
|
|||||
|
Voordat wij de eigenlijk gezegde planetenwereld verlaten, willen
wij een enkel woord zeggen tot beantwoording eener vraag, die dik- wijls gedaan wordt. Is Mercurius de eerste en Neptunus de laatste planeet? Loopen er tussclien de Zon en Mercurius wellicht nog ver- scheidene planeten, welke wij om «Ie nabijheid van dien stralenden lichtkogel niet kunnen waarnemen, en bestaan er verder dan Xeptu- nus ook nog planeten, welke om hunnen afstand en hunne uiterst langzame verplaatsing aan het hemelruini voor mis onopgemerkt blijven? De wetenschap blijft op deze vraag tot nog toe het antwoord schul-
dig. Het bestaan van planeten tussclien de Zon en Mercurius, intra- mercuriaUn genaamd, is niet onmogelijk, en zooals wij (bladz. 9) reeds opmerkten. meende men in 1S59 zulk eene planeet te ontdek- ken; tot nu toe zijn echter alle pogingen om die binnenplaneet waar te nemen vergeefs, hoewel de geleerde Leverrier de onregelmatig- heden in den loop van Mercurius aan den storenden invloed van zulk eene planeet toeschrijft. Nu in onze dagen de zonneschijf het voorwerp is van zoovele waarnemingen, mag men de hoop koesteren, dat, zoo Yulcanus werkelijk beslaat, men die planeet bij eene van hare over- gangen zal terugvinden. Evenzoo is het met het bestaan van planeten nog verder dan Xep-
tunus van de Zon verwijderd, e.rtra-neptuuianen genaamd; de outdek- king van zulk eene planeet blijft hoogst moeielijk, maar volstrekt niet onmogelijk. De middelbare afstand van Neptunus is, zooals wij zagen, 02:") mil-
lioen mijlen, en de komeet van 1811 was in haar aphelium 1700 mijlen van de Zon verwijderd en werd nog door deze in hare liaan gehouden; op dien afstand kunnen wij dus nog eene planeet denken, welke om de Zon loopt. Deelt men den afstand van de naastbijzijnde vaste ster tot de
dichstbijzijnde Zon buiten ons stelsel, in gelijke helften, dan strekt zich het gebied van onze Zon 2,000000000000 geogr. mijlen uit, en de wet van Titius volgende, zou men 5 of 0 planeten verder dan Nep- tunus loopt, kunnen denken. Wanneer wij, om onze verbeelding ter hul]) te komen, in de ge-
dachte aan de uitgestrektheid van ons planetenstelsel, de loopbaan van Neptunus beschouwen, die ons gansche stelsel insluit, welk een uitgestrekt veld opent zich dan aan onzen geest. Neptunus is 30 maal verder van de Zon verwijderd dan onze Aarde, zoodat de |
|||||
|
242
|
|||||
|
gansche middellijn van de Neptunusbaan 1200 millioen geogr. mijlen
lang is. Het licht zou 8 uren 17 min. noodig hebben om die ruimte te doorvliegen; een kanonskogel, die steeds dezelfde snelheid van 500 meters in de seconde behield, zou 570 jaar noodig hebben om dien weg te maken. Wanneer al de stof, waaruit de Zon en al de planeten met hunne
manen bestaan, gelijkelijk in dien reusachtigen ring verdeeld was, zou het waterstofgas, dat de minst dichtste der bekende gas- soorten is, toch nog 400 millioen maal dichter wezen. En toch de Zon beheerscht door haar invloed die verbazende ruimte. Zij zelve is (500 maal grooter dan al de planeten met hunne wachters te za- men. Plaat XXXVII, waar die betrekkelijke grootte is afgebeeld, zal onze verbeelding ter hulp komen. Wat is daarmede vergeleken onze gansche Aarde, die op zich zelve beschouwd onze verwondering reeds opwekt, want, zooals wij vroeger reeds opmerkten, bedraagt haar inhoud 2659 millioen kubiek mijlen, en iedere kubiek geogr. mijl bevat 400,000 millioen kubiek meters. Wanneer een metselaar op een dag twee kubiek meters konde metselen, zouden een millioen werk- lieden toch nog 600 jaar noodig hebben, om één kubiek mijl op te trekken. Wanneer wij zoo den blik slaan op die wondervolle groote wereld-
bollen, die in wijde kringen om het middelpunt van ons stelsel loopen, blijft de menschelijke geest niet uitsluitend in bewondering verzon- ken, maar men verplaatst zich met zijne gedachten op die hemel- lichamen, en allerlei vragen dringen zich aan ons op. Zijn het leven- looze massa\'s of zijn het werelden, bevolkt met wezens, in staat om te denken en te gevoelen; of is onze Aarde alleen het verblijf van alles wat in het heelal leven heeft ontvangen? Wetenschap noch openbaring heeft op de vraag naar de planeten-
bewoners het antwoord gegeven, zoodat het eene hypothese blijft, die, hoe ook beschouwd, hare moeielijkhcden maar ook hare schijngron- den heeft. Zonder ons verder in te laten met zekere dwaze droombeelden,
waarvan de anders zoo bekwame Louis Figuier ons dit jaar in zijn werk: Le lendemaiu de la mort, eene proeve heeft gegeven, kunnen wij besluiten met te zeggen, dat het bestaan van bewoners op de planeten niet onmogelijk is; de scheppende Almacht is met onze Aarde niet uitgeput. Welke soort van bewoners echter op die planeten leven |
|||||
|
IIK STKKKKN\'WKKKI.I).
|
AAÏ XXXVJ
|
|||||||||
|
Uuderlin
|
\'S
|
e afmetingen der Bon en der voornaamste planeten .
|
||||||||
|
24.}
|
|||||
|
kunnen, gaat boven ons begrip. Mercurius is zoodanig aan de zonne-
stralen blootgesteld, dat lood er steeds in vloeibaren toestand verkeert, en Neptunus ontvangt zoo weinig licht en warmte, dat ons leven er onmogelijk is; de Maan bezit geen water en geene lucht. Om dit goed te maken, kunnen er eene menigte gissingen gemaakt worden over de organische samenstelling dier bewoners, en zoo kan men hypothese op hypothese bouwen. De bevolking der planeten blijft dus eene zui- vere hypothese, die men verdedigen kan, omdat ze niet volstrekt onmogelijk is, dit heeft ze echter gemeen met eene menigte andere zaken, die toch niet bestaan. |
|||||
|
DERDE BOEK.
|
|||||
|
DE KOMETEN.
DE VALLENDE STERREN. — HET ZODIAK AALMCUT.
In het voorgaande boek beschouwden wij de verbazende ruimte.
waarinde Zon haar invloed doet gevoelen, en waarin de Planeten zich bewegen; tevens merkten wij op hoe betrekkelijk gering en nietig de plaats is, welke die hemellichamen innemen, daardoor komt onwille- keurig de vraag bij ons op of de Zon en de planeten wel de eenige lichamen zijn, welke die ruimte doorkruisen. Hij de optelling van de hemellichamen, die tot ons zonnestelsel be-
hooren, gaven wij op die vraag reeds het antwoord; want behalve de Zon en de planeten met hare wachters wordt ons zonnestelsel nog bevolkt door dnizcude en nogmaals duizende lichamen, die evenals de planeten zich om het gemeenschappelijk brandpunt, de Zon namelijk, bewegen, maar die, wat vorm, beweging en natuur betreffen, geheel verschillen van de reeds behandelde. In de eerste plaats de kome- ten, die geheimvolle verschijningen, die zooveel verwondering en in vroegere dagen zooveel vrees te weeg brachten. Vervolgens die zwerm kleinere lichamen , die in verschillende rich-
tingen ons planetenstelsel doorkruisen, en die, naarmate zij in aanra- king komen of met onzen dampkring of met de aarde zelve, den naam ontvangen van vallende stekken of meteoren of luchtsteenen. Eindelijk vinden wij in die ruimte, waarin de Zon haar gebied
17
|
|||||
|
24(5
|
|||||
|
voert, nog eene opeenhooping van stof als een lichtenden krans om
de Zon, welke men aanduidt niet den naam van ZODIAKAallicht. Deze drie verschijnselen zijn het onderwerp van dit bock en de be- schouwing daarvan moet ons te meer belang inboezemen, omdat de we- tenschap niet alleen tnsscben die drie soorten maar ook tnsschen ze- kere nevelen buiten ons stelsel eene groote overeenkomst meent te ontdekken, waardoor de eenheid van Gods groote schepping zich op eene wonderlijke wijze openbaart. |
|||||
|
W s lKl;i:i\' \\\\\\i.i:n.i>
|
|||||||
|
IT. V.VI XXXVI
|
|||||||
|
DE KOMtET VAN DÜNAN
|
|||||||
|
\\ i.i.,.-ii.- w.i.in......ui" v.ui i; r i!tm<i iI.m. i ii, i i.\\, ;
|
|||||||
|
I.
|
|||||
|
DE KOMETEN.
§ 1. Voorkomen der kometen. - Hoofd, kern en staart. — Verschil met de
planeten. — Loopbaan en beweging. Komeet noemt men eene ster, die in een nevel gehuld, gewoon-
lijk van een staart voorzien, zich dikwijls zeer onverwacht aan den hemel vertoont om na korten tijd te verdwijnen. Het woord heeft de beteekenis van Haarster, vroeger gaf men aan dergelijke verschijningen den naam van Baardster, vooral dan wanneer de lichtende aanhang met betrekking tot de loopbaan vooruitging, hetgeen bijna immer plaats grijpt, wanneer de komeet het perihelium is doorgegaan en zij zich van de Zon verwijdert. Xenophanes en Thion van Alexandrië noemden de kometen rei-
zende lichtwolken, terwijl de Chinezen hen met den minder dichter- lijken naam van Bezemster betitelen. Den uitwendigen vorm eener komeet kent iedereen, want weinige
menschen zullen er zijn, die, als er eene komeet onder de sterren straalt, dien vreemden gast niet met verwondering aanschouwd hebben. Zij vertoonen zich echter in zeer onderscheidene vormen. Bij de groote kometen onderscheidt men de kern, het om die kern
zich bevindend nevelachtig hoofd en eindelijk den zoogenaamden staart; geene dier drie onderscheidingen, is echter een eigenaardig kenmerk eener komeet. Want men ontdekt in de diepte des hemels kometen, niet alleen zonder staart, maar ook zonder kern, zoodat zij het voor- komen hebben van eenvoudige nevelsterren. Ja, zelfs het nevelachtig 17*
|
|||||
|
248
|
|||||
|
hoofd is geen eigenaardig kenmerk: sommigen vertoonen zich als
matte sterren, waardoor de sterrenkundigen ze verwarren konden met planeten. De groote Herschel heeft ons in de vorige eeuw een voor- beeld gegeven van zulk eene verwarring, daar hij de planeet IJranus eerst voor eene komeet hield. Gewoonlijk verschijnen echter de kome- ten omgeven door een nevel en de grooteren bezitten een lichtenden staart, die zich soms in twee of meer takken verdeelt. De kern is, wanneer zij bestaat, gewoonlijk zeer klein, rond en
veel helderder dan de overige deelen der komeet, echter in haar glans zwakker dan het licht der planeten, in sommige gevallen heeft men twee en meer kernen ontdekt. In sterke teleskopen verdwijnt soms de kern, zoodat deze niets andeis schijnt te zijn, dan eene verdik- king van het lichthulsel; echter is zulks niet bij alle kernen het geval, want de komeet van 1618 bezat eene kern, zoo glanzend alsof zij uit gloeiend metaal bestond, en de tweede ontdekte komeet van 1811 was bijna geheel kern zonder ncvelhulsel. De lichtende nevel, welke de kern gewoonlijk omgeeft en het hoofd
der komeet uitmaakt, is matter dan de kern; in den regel heeft hij een ronden of elliptischen vorm, en neemt bij naar den rand toe gewoonlijk in lichtkracht af, zoodat hij ons niet zuiver begrensd toeschijnt. Bij sommige kometen is de kern van het haar omringende hulsel ge- scheiden door eene duistere tusschenruimte. Dat nevelachtig hulsel verandert dikwijls in zeer korten tijd, het breidt zich uit rondom de kern of krimpt in één, dit laatste heeft immer plaats wanneer de komeet dicht tot de zon nadert; de zon schijnt dus eene samentrek- kende kracht op het hoofd der komeet uit te oefenen, hoewel wij ondervinden, dat het zonnelicht en de zonnewarmte de lichamen juist uitzetten. De staart der kometen verschijnt als eene verlenging of uitstraling
van het lichthulsel rondom de kern, en gaat nimmer van de kern zelve uit. Wanneer het hoofd der komeet met machtige teleskopen wordt onderzocht, bemerkt men, dat in de nabijheid der zon zekere lichtbundels uit de kern naar de zon schieten, die zich echter ombui- gen en achter de komeet, den zoogenaamden staart schijnen te vor- inen. Op Plaat XXXIX geven wij een paar voorbeelden van zulk eene staart vorming. In tegenovergestelde orde neemt de staart der komeet grooteren ol
kleineren omvang aan, naarmate de komeet tot de zon nadert of er |
|||||
|
uk sti<;i;i!i:\\\\ykki\\I.ii
|
|||||||||||
|
IM.AAT XXXIX
|
|||||||||||
|
IIimiIiI i\'ii ki\'ni ili\'r kinni\'i\'l van IS.mS ui.
|
|||||||||||
|
.....!
|
|||||||||||
|
\'iiiitiirii Mum
|
|||||||||||
|
nil\'il i\'ii kern ■!<■■\' kiniu\'i\'1 van IWil, u\'attrvt\'iinimMi ilnui\' Sim rlii ili\'ii I .luli
|
|||||||||||
|
240
|
|||||
|
zich van verwijdert, hoe dichter bij de zon hoe langer \' staart en om-
gekeerd. Die staarten , gewoonlijk van de zon afgekeerd , nemen allerlei vormen en afmetingen aan, als bundels of stralen of eigenlijk gezegde staarten, een of meervoudig, recht of gekromd en aan hunne randen soms stralen uitschietend. Men heeft waargenomen, dat de staarten bij de wederverschij-
ning der kometen immer kleiner worden en ten laatste geheel ver- d wijnen. De ouden hielden de kometen niet voor lichamen, maar beschouw-
den ze meer als voorbijgaande verschijnselen in onzen dampkring. Keplcr zelf was die meening nog toegedaan. Thans is het echter aan geen twijfel meer onderhevig, dat zij lichamen zijn, die tot onszonnc- stelsel behooren, hoewel hun vreemde vorm, hun loop, soms geheel tegenovergesteld aan die der planeten, en de helling van hunne loop- baan op de ecliptica wel het bewijs schijnen te leveren, dat hun oorsprong niet dezelfde is als die van ons stelsel. Zij bewegen zich met een groot verschil in snelheid langs zeer langwerpige banen om de Zon, die, evenals bij de planeten, de bron is van hunne beweging, en grootendeels ook van hun licht. De vorm van hunne loopbaan, welke wij thans zullen beschouwen,
zal ons hun eerste onderscheidend en eigenaardig kenmerk leeren. De planeten bewegen zich, zooals wij vroeger zagen, in langwerpi-
ge bijna ronde banen om de Zon, en blijven steeds voor ons zieht- baar, zoo niet voor het bloote oog, dan toch met behulp der kijkers; maar de kometen bewegen zich langs buitengewoon langwerpige banen of langs dezulken, die nooit in zich zelve terugkecren, maar wier takken zich immer meer en meer van elkander verwijderen. Hieruit volgt dus, dat de kometen dan alleen zichtbaar zijn, wan-
neer zjj zich in de nabijheid der Zon vertoonen, en daar de duur van hunnen omloop des te langer is, naarmate hunne baan grootcris, heeft men slechts van weinigen niet zekere nauwkeurigheid den terugkeer kunnen berekenen; andere kometen vertoonen zich in ons 1 Wanneer men van de lengte en lireedte vanden kometenstnart spreekt, moet men
onderscheid maken tllMchen schijnbare en werkelyke lengte en breedte. Ken staart kan zulk eene richting hebben, dat hjj ons zeer kort toeschijnt, maar in werkeiyk- heid zeer lang is en omgekeerd. De schijnbare lengte meet men door graden en de werkelyke door stralen der aardbaan of door mijlen. |
|||||
|
250
|
||||||||
|
stelsel, maar om nooit terug te keeren, daar zij in de onpeilbare diepte
van liet hemelruim verloren gaan, zooals uit het volgende blijken zal. |
||||||||
|
(Fig. 25.) Verklaring der komctcnhanen.
|
||||||||
|
Bovenstaande figuur geeft ons eene voorstelling van de drie soor
ten van loopbanen, langs welke de kometen zich bewegen. De eerste dier banen, de elliptische, hebben wij vroeger, bladz. 72,
reeds verklaard. Hoe groot de uitmiddelpuntigheid van zulk eene baan ook is,\'t is duidelijk dat een lichaam, dat zich langs zulk eene baan beweegt, op bepaalde tijden terug moet komen, afgezien namelijk van den storenden invloed, welken dat lichaam ondergaan kan. wanneer het groote massa\'s in zijnen loop ontmoet, welke soms zoodanig kun- nen werken, dat daardoor de vorm der baan zelfs kan veranderd worden. De tweede kromme baan heeft veel overeenkomst met eene ellips,
maar is er in den grond van onderscheiden, doordat de beide gelijke takken van die baan elkander nooit naderen, maar in het oneindige |
||||||||
|
251
|
|||||
|
gedurig verder niteenloopen. Zulk eene baan noemt men eene para
bool \'; eene komeet dus, die langs eene parabolische baan loopt, keert nooit oj) bare afgelegde baan terug. De derde baan noemt men eene hyperbool, en eene komeet, langs
zulk eene baan loopende, keert evenmin terug, want de twee tak- ken van zulk eene baan verwijderen zich voortdurend van elkander in veel grootere mate, dan bij eene parabool het geval is \'-. Het is niet waarschijnlijk, dat de kometen eigenlijk gezegde para-
bolische banen beschrijven, wellicht is hare baan elliptisch, maar zoo langwerpig of met zulk een bepaalden hyperbolischen vorm, dat in het korte gedeelte van hunne baan, waarop zij voor ons zichtbaar zijn, wij hen met parabolen verwarren. Bezitten de kometen, wan- neer zij binnen de aantrekkingsfeer van onze Zon komen eene groote snelheid, dan moeten zij liyperbolen beschrijven, maar is integendeel hare snelheid nul of zeer gering, dan moeten zij parabolen of zeer langwerpige ellipsen beschrijven. Wij moeten hier opmerken, dat wanneer de baan eener komeet zich
uitstrekt, tot in die streken van de hemelruhnte, waar de aantrek- kingskracht van onze Zon even groot is als de aantrekkingskracht van de dichtst nabijzijnde vaste ster, welke eene andere Zon is buiten ons stelsel, dan zou de omloop van zulk eene komeet op zijn minst een millioen jaren duren, en het was onmogelijk om te kunnen onderscheiden of zij eene elliptische of eene parabolische baan be- schrijft; maar komt nu zulk eene komeet eenmaal binnen het gebied van onze Zon, dan kan zij in ons stelsel teruggehouden worden door den invloed der groote planeten, en vorm en natuur van hare baan, zou daardoor geheel gewijzigd kunnen worden, zoodat zulk eene ko- meet eene ellips zou kunnen beschrijven met korten omloop. Leverrier 1 Parabool is de lijn, welke men op den omtrek van een kegel verkrijgt, wanneer
men dezen snijdt evenwijdig met eene der zijden. Hyperbool is eene kegelsm\'de , welke evenwijdig met de as van den kegel gesehiedt,
of wat hetzelfde is, welke loodrecht op de basis wordt gedaan, daardoor zal tevens, wanneer men de lijnen aan het toppunt van den kegel verlengt, en dus een dubne- len kegel vormt, de tweede kegel evenzeer gesneden worden, wat by eene ellips of parabool het geval niet is. 2 Newton heelt eehter aangetoond, dat volgens de wetten der zwaartekracht de
haan der hemellichamen hyperbolisch kan wezen; de berekening van sommige kome- tenbanen in de laatste jaren heelt aangetoond, dat zij niet groote waarschijnlijkheid hyperbolische banen beschrijven, bijv. komeet ITI en IV van 1853 en VI van 1863. |
|||||
|
2h2
|
|||||
|
heeft zulks aangetoond hij de komeet, die men noemt van Lcxclle,
bij die van Vico en hij meer anderen: De kometen onderscheiden zich dus eerstens van de planeten door
de grootc nitmiddelpnntigheid van de baan, welke zij om de Zon be- schrijven, want zelfs de kometen wier loopbaan ecne ellips is, onder- scheiden zich toch van de elliptische loophaan der planeten door den buitengewoon langwerpigen vorm, of wat hetzelfde is door de groote uitmiddelpuntigheid van hare baan; zoo bijv. heeft de kleine planeet Polyhyinnia (33) de grootste bekende exentriciteit, namelijk0,339,726; als wij de halve groote as der Aarde tot eenheid nemen, dan verkrijgen wij voor de uitmiddelpuntigheid ongeveer 20 niillioen geogr. mijlen, terwijl de uitmiddelpuntigheid van de baan onzer Aarde slechts 330,912 mijlen bedraagt, maar de baan der komeet van Faye, welke onder de bekende kometen de kleinste excentriciteit bezit, O,;").");"),;!*)^, heeft toch nog eene uitmiddelpuntigheid van ongeveer 44 millioen mijlen. Het tweede en onderscheidend kenmerk is de helling der kometen-
banen op de ecliptica. De banen der planeten maken met de ecliptica steeds een kleinen
hoek, en loopen dus allen in de streek des hemels, welke de Zon doorloopt, en welke wij dierenriem noemen; maar de kometen bewegen zich in alle richtingen door den sterrenhemel, omdat hunne baan met den Zonsweg een grooten hoek maakt. Zoo bijv. maakt de baan van de komeet van Vico met de ecliptica een hoek van 8f) gra- den, zoodat de baan van deze komeet bijna recht op den zonsweg staat. Ken derde verschil bestaat hierin, dat de kometen zich soms in te-
genovergestelde richting als de planeten bewegen; de planeten, zooals wij bladz. 70 opmerkten, loopen voor een beschouwer in de Zon ge- plaatst, altijd van het westen naar het oosten, maar de beweging der kometen is dikwijls juist tegenovergesteld en dus retrograde. Nog merken wij hier op dat, wanneer er van de loopbaan eener komeet
wordt gesproken, er steeds onderscheid gemaakt moet worden tusschen schijnbaren en werkelijken omloop; de eerste beteekent de baan, welke zij aan den hemel beschrijft voor ons oog, namelijk uit de Aarde beschouwd, maar de werkelijke is de baan, welke zij om de Zou beschrijft, namelijk de baan, welke zij, uit de Zon gezien, langs den sterrenhemel maakt. |
|||||
|
253
|
|||||
|
§ 2. \'IVrugkcerende kometen in ons zonnestelsel. — Hunne toeschrijving en ele-
menten hunner loopbaan. Hij de plotselinge verschijning van eene prachtige komeet wordt liet
vaak den sterrenkundigen tot verwijt gemaakt, dat zulk eene ver- schijning niet behoorlijk is aangekondigd en voorspeld. Uit hetgene wij in de vorige bladzijden bespraken, is het gemakkelijk te begrijpen, waarom de geleerden de verschijning eener komeet niet met die zc- kerheid en nauwkeurigheid kunnen berekenen, waarmede zij den stand der planeten bepalen. De kometen van ons zonnestelsel hebben de Zon tot brandpunt
hunner beweging en loopen langs eene kromme baan om de Zon; maar zooals wij vroeger zagen is de loopbaan der meestcn zoo uiterst langwerpig, dat deze in het perihelium den schijn heeft van eene para- bool, ja zelfs van eene hvperbool. De meesten der groote kometen bezoeken dan ook voor de eerste maal de hemelstreken, waarin zich onze Aarde beweegt, ofwel wanneer zij er zich vroeger in vertoonden, was het in tijden zoo verre van de onzen verwijderd, dat er wellicht nog geen menschelijk wezen op aarde was om die verschijning waar te nemen. Kenc wetenschappelijke berekening is dus onmogelijk, want zelfs na de eerste verschijning eener komeet blijven de elementen van hare baan nog hoogst onzeker. Een klein aantal kometen beweegt zich in elliptische banen, en on-
der deze moet nog onderscheid gemaakt worden, tnsschen kometen met korten omloop en kometen wier ondoop jaren en soms eeuwen duurt, maar wier vroegere verschijningen of geheel onbekend of zoo verward zijn waargenomen, dat het ondoenbaar is ze tot grondslag van eenige berekening te maken. Wat echter de kometen betreft, die op bepaalde tijden terugkeeren,
van deze berekent \' men met nauwkeurigheid de beweging en den stand, welken zij aan den hemel innemen. Over de meest bekende kometen zullen wij in eenige bijzonderheden
treden. 1. De eerste der kometen, wier terugkeer zoowel door berekening,
1 Welk een verbazende arbeid de nauwkeurige berekening eener kometenbaan is,
blijkt hieruit, dat een bekwaam rekenaar drie jaren noodig bad om ééne verschijning van de komeet van Halley onder alle opzichten nauwkeurig te berekenen. |
|||||
|
254
|
|||||
|
als door de waarneming bepaald werd, draagt den naam van den
Engelschen sterrenkundige Halley. Toen deze komeet in 1682 aan den hemel straalde, bewees hij dat zij dezelfde was, die reeds in 1531 en in 1607 was verschenen, en hij voorspelde den terugkeer der komeet op het laatst van 1758 of in het begin van 1759. De uitkomst leverde het bewijs, dat de berekeningen van Halley goed waren, want op den door hem bepaalden tijd, verscheen de komeet met buitengewone pracht. In dat tijdperk ging de kennis, en de theorie over de kometen met
groote schreden vooruit. Clairaut in Parijs berekende de storingen, welke de twee groote planeten Jupiter en Saturnus op de baan van de komeet moesten uitoefenen, zoodat de aantrekkingskracht van Saturnus cene vertraging van 100 dagen en die van Jupiter 518 dagen op den terug- keer der komeet moest veroorzaken, en daaruit berekende hij hetpe- ribelium der komeet op het midden van April 1759. In 1835 verscheen de komeet van Halley opnieuw aan onzen hemel,
en die wederverschijning was met zulk eene nauwkeurigheid berekend, dat berekening en waarneming slechts een verschil opleverden van drie dagen. In het jaar 1910 zal de komeet zich opnieuw aan onzen hemel vertoonen, en zich volgens de berekeningen van Pontecoulant den 17 Mei in haar perihelium bevinden. Onderstaande figuur geeft de loopbaan aan van vijf periodieke kome-
ten; de loopbaan van de komeet van Halley vindt men op Plaat XIII in haar geheel, waar men ziet dat zij de loopbaan van Neptunus nog overschrijdt. De komeet van Halley heeft zich in onderscheidene vormen vertoond;
in 1456 verscheen zij met buitengewone pracht, zoodat haar staart eene lengte van 60 graden aan den hemel besloeg; aan het einde spreidde die staart zich als een waaier uit. In 1531 had zij een korten staart evenals in 1607, toen de staart nauw merkbaar was; in 1835 vertoonde zij zich als eene nevelvlek met eene heldere kern, de komeet had geen eigenlijk gezegden staart, alleen schoten eenige stralen aan de eene zijde uit de kern. Zulk eene vermindering en verande- ring van den staart is bij meer periodieke kometen waargenomen. Deze komeet behoeft 76 jaar en 126 dagen om hare lange baan te
doorloopcn; in haar perihelium nadert zij de zon tot op 12 millioen mijlen, veel dichter dus dan Venus; in haar aphelium echter is zij verder dan Neptunus van de bron van licht en warmte verwijderd, meer dan 700 millioen mijlen. |
|||||
|
255
|
|||||||
|
Welk eene verbazende afwissel ing brengt dat verschil in afstand te
weeg in de licht- en warmtekracht, welke zij van de zon verkrijgt, want in het perihelium is die kracht 3600 maal sterker dan in het apheliuni. De komeet van Halley heeft eene retrograde beweging; dat is. zij
loopt niet zooals de planeten van het westen naar het oosten, maar juist in omgekeerde richting van het oosten naar het westen. Hare baan maakt met de eeliptica een hoek van 17°45\'5". |
|||||||
|
(Fig. 26.) Banen der periodieke kometen.
2. Wanneer wij ons aan de orde der ontdekking houden, dan volgt
de komeet genaamd van Kncke. Deze komeet is voor het ongewapend oog niet zichtbaar, en vertoont
zich in de kijkers als eene langwerpig ronde nevelachtige massa, zonder kern noch staart. Zij verschilt in vorm en afmeting en is in haar perihelium het kleinste. |
|||||||
|
25(5
|
|||||||
|
Van alle bekende kometen heeft zij den kortsten omloop, namelijk
3 jaar en 110 dagen. Hare beweging is juist als die der planeten van het westen naar het oosten, zij nadert in haar perihelium de Zon tot op 7 millioen mijlen, en komt dus binnen de loopbaan van Mcrcurius, terwijl /ij zich in haar aphelium ruim 84 millioen mijlen van de Zon verwijdert, en dus dicht de baan van Jupiter nadert; hare loopbaan bezit eene groote uitniiddelpuntigbeid, en wel 0,84767:5, dat is in mijlen uitgedrukt ongeveer 38 millioen geogr. mijlen. Sinds het jaar harer ontdekking door Mécbain, den 17 Jan. 1786,
is de komeet telkens met zekere nauwkeurigheid berekend, zij biedt echter deze bijzonderheid, dat de duur van haren ondoop telkens ver- mindert; van 1786 tot op het jaar 1838 bedroeg die vermindering reeds een dag, zoodat in de vooronderstelling dat als de kracht, welke de komeet steeds naar de Zon drijft, voortduurt, men het oogenblik zou kunnen berekenen, dat zij, steeds eene spiraalvormige baan om de Zon beschrijvende, zich eindelijk in de gloeiende zonnemassa moet storten. De oorzaak van dat verschijnsel zoekt men in den wederstand, wei-
ken de ether \', die in het hemelruim verspreid is, aan de bewe- ging der komeet biedt; door dien wederstand wordt dan hare tangen- tiaal of middelpuntvliedende kracht verminderd, maar om die ver- minderde snelheid wordt de aantrekkende kracht der Zon op de komeet grooter, zoodat zij niet meer in staat is, zicli even ver als vroeger van de Zon te verwijderen, en daarom wordt bij iederen omloop hare baan iets kleiner en nadert zij meer en meer de Zon. Deze hypothese zou groote waarschijnlijkheid verkrijgen, wanneer
de invloed van zulk een wederstand ook bij andere kometen werd waargenomen, maar tot nu toe heeft men nog geene bevredigende uitkomsten verkregen. Men heeft de komeet van Faije nauwkeurig waargenomen. Leverrier berekende haren omloop op 2717 dagen en 16 uren, en bestemde haar perihelium te middernacht den 3 of 4 April |
|||||||
|
1 Kther noemt men de fijne veerkrachtige vloeistof, welke men aanneemt (lat de
gansche hemelruimte vervult. De bewijzen voor het bestaan van zulk eene stof zoekt men in de vermindering van de liehtkracht der vaste sterren en in de hier opgege- vene verkorting van de baan der komeet van Enckc. Over de nituur van die midden- stof weet men niets, alleen neemt men aan, dat de dichtheid dier stof zoo uiterst gering is, dat zjj niet in staat is invloed uit te oefenen op de baan der planeten, maar wel op die der kometen. |
|||||||
|
257
|
||||||
|
1851. Werkelijk was de komeet in November 1850 zichtbaar, en haar
perihelium viel in op den 2 April 1851 in de morgenuren. De derde terugkeer dier komeet vond plaats in het jaar 1858 en haar perihelium den 13" September \'s morgens. Nu werd de baan der komeet volgens die drie opgaven nauwkeurig onderzocht, maar men kwam niet tot de overtuiging, dat eene vermindering van omloopstijd noodzakelijk aangenomen moet worden. \' 3. Den 28 Febr. 1820, ontdekte IJiela te Josephsstadt eene zwakke
komeet, die ook onder de periodieke wordt geteld met den naam komeet van Biela of ook wel van Gambart. Haar omloopstijd be- draagt ü jaar 224 dagen. In 1832 en 18311 bad die komeet een stand, waarop zij voor ons onzichtbaar was, en toch bracht zij in 1832 eene groote vrees bij sommigen te weeg, door de al te voorbarige voorspelling, dat de komeet tegen onze aarde zou botsen; nauwkeuriger berekeningen toonden echter aan, dat de komeet wel de baan van onze aarde zou snijden, maar op een tijdstip, wel eene maand vóórdat deze dat snijpunt zou bereiken, zoodat eene bot- sing onmogelijk was. In het volgende hoofdstuk zullen wij de waar- schijnlijkheid en het gevaar van zulk eene botsing uader bespreken. De komeet van Biela verwezenlijkte de vrees voor het vergaan der
wereld niet, en toen zij in 1840 op nieuw verscheen bood zij het zonderlinge schouwspel, dat zij zich verdeelde in twee kometen van ongelijke grootte, ieder met een kleinen staart, die dezelfde richting bezaten. Beide kometen badden dezelfde snelheid, hoewel zij zicb steeds van elkander verwijderden, zoodat hun afstand op den (i Febr. 1840, dus in nog geene maand, reeds 14.000 mijlen bedroeg. De ruimte tusschen de beide kometen was volkomen zuiver en belder, later ont- dekte men in die ruimte zekere nevelstralen, die de groote met de kleine komeet schenen te verbinden. De kleinste der twee kometen nam in glans zoo snel at, dat men in de laatste helft van Maart haar niet meer kon onderscheiden, zoodat men meende, dat zij geheel opge- lost was. In 1802 ecliter verschenen beide kometen maar niet een afstand van 150.OOO mijlen. In bet laatst van 18(55 moest de komeet terugkeeren, maar tot op dit oogenblik doet zij op zich wachten, zoo- dat men na de vlijtige waarnemingen van d\'Arrest en Seccbi niet anders |
||||||
|
1 Den 22 Sept. 1871 werd de komeet van Kncke opnieuw het eerst waargeno-
uien door Hinck; den 28 Der. van datzelfde jaar was de komeet in haar perihelium. |
||||||
|
258
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
kan aannemen dan dat beide kometen zich tot eene volkome ne onzicht-
baarheid hebben opgelost. De jongste tijd heeft nog een voorbeeld van zulk eene dubbele
komeet geleverd. Liais ontdekte den 2G Febr. 1860 eene zwakke komeet, die zich ook dubbel vertoonde. Die, welke het eerste op de baan was, bezat de grootste helderheid en had eene langwerpige gedaante, terwijl de zwakkere een meer ronden vorm had. Over de andere periodieke kometen zijn geeue bijzonderheden op
te merken, waarom wij volstaan met een overzicht van de voornaain- ste elementen harer baan. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
§ 3. Aantal der kometen. — Teleskopische kometen. — Kometen met langen
omloop, groote kometen dezer eeuw. — Massa, dichtheid en licht der kome- ten. — Verschillende hypothesen over hare natuur. — Gevaar voor onze aarde. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Wanneer wij de vergelijking van Kepler letterlijk wilden opvatten,
zijn de kometen zoo talrijk in de hetnelruimte verspreid als de visschen in de zee. Arago vooronderstelt, dat de kometen in alle streken van ons zon-
nestelsel even talrijk zijn, hij grondt zich op het getal dat men tusschen de Zon en Mercurius heeft waargenomen, en schat dan het aantal kometen alleen binnen den omtrek van het door ons ge- kende planetenstelsel op zeven en een half millioen. Lambert volgt een anderen maatstaf, en schat het aantal kometen
binnen de loopbaan van Saturnus op 500 millioen. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
259
|
|||||||
|
Dergelijke hypothesen en berekeningen daargelaten, bewijst toch
de waarneming, dat het aantal kometen zeer aanzienlijk is; buiten dezulken, die op bepaalde tijden terugkeeren, ziet men er voortdurend uit de diepte van het hemelruim komen, om hare baan om de Zon te volbrengen, en daarna zich weder eeuwen van de Zon te ver- wijderen. Alleen in de twee of drie laatste eeuwen is men begonnen ze
nauwkeuriger gade te slaan, zoodat men van ruim een 200tal eenige gegevens en bijzonderheden heeft geboekt. Van de vroegeren hebben de Chinezen vooral ook eenige aanteekeningen gemaakt, waardoor het getal waargenomene en beschrevene kometen tot op 700 komt, hoe- wel men slechts van een 40tal met meerdere of mindere juistheid den omloop heeft kunnen berekenen. Sinds de uitvinding der kijkers is het getal waargenomene kometen aanmerkelijk grooter geworden, zoo- dat er geen jaar voorbij gaat, of verschillende kometen, die om haar zwakken glans alleen door telescopen zichtbaar zijn, worden er ont- dekt. Om de waarneming en ontdekking aan te moedigen, heeft de Academie van Wetenschappen te Weenen den 30 Mei 1869 gedurende drie achtereenvolgende jaren elk jaar acht gouden medailles uitgeloofd voor de ontdekking eener komeet \'. Zulk eeue komeet wordt ontdekt even als eene kleine planeet door hare verplaatsing met betrekking tot de haar omringende vaste sterren. Om ze te vinden moet men vóór zonsopgang den oosterhemel en na zonsondergang den wester- heniel doorzoeken, omdat de kometen alleen op een bepaald punt harer loopbaan zichtbaar worden, namelijk even vóór of na haar perihelium, en dus dicht bij de Zon. Hoe groot ook het aantal kometen is, toch is het aantal voor
het ongewapend oog zichtbare zeer gering, en daarom verwekken dezulken, die met grooter luister aan den sterrenhemel schitteren het meeste belang, en zijn ook tevens het meest geschikt voor weten- schappelijke waarneming. Wij zullen hier eene korte optelling doen van de groote in onze
eeuw waargenomen kometen. 1. In 1807 vertoonde zich eene groote komeet met twee staarten,
die gedurende 184 dagen zichtbaar bleef. Herscliel schatte de middel- |
|||||||
|
1 In het vorige jaar 1871 werden er 5 kometen ontdekt, waarvan twee, genaamd
van Kneke en van Tuttle, reeds vroeger verschenen en berekend waren. |
|||||||
|
260
|
|||||
|
lijn van hare kern op 110 mijlen, en op den 20 Oct. de middellijn
van het gansche hoofd of lichthulsel op 25,040 mijlen, zij was toen on- ge veer 19 millioen mijlen van de aarde verwijderd. Op den 3 Nov., toen zij 23 millioen mijlen van de aarde was verwijderd was haar lichthulsel in omvang toegenomen, en had eene middellijn van 43,000 mijlen; volgens de berekeningen van den geleerden Bessel, gebruikte deze komeet 1543 jaren om haren loop om de Zou te volbrengen. 2. In 1811 straalde eene schitterende komeet aan den hemel,
wier grootste afstand van de Zon, volgens Argelander op 8700 mill. mijlen werd berekend, zoodat haar omloop 3000 jaar duurt, üe ne- velachtige kop van de komeet had eene middelliju van 230,000 mijlen, terwijl hare heldere kern 550 mijlen middellijn bezat; haar afstand van de aarde was 21 mill. mijlen, zoodat zij zich nog iets grooter vertoonde dan de Zon. De prachtige staart van deze komeet had eene lengte van 22 millioen mijlen, hij hesloeg meer dan 20 graden aan den hemel, 510 dagen was zij zichtbaar; deze komeet straalde aan den hemel ten tijde van den Trojaanschei] oorlog. 3. In 1815 ontdekte Olbers den (> Maart eene aanzienlijke komeet,
welke zijn naam draagt. Bessel berekende de elementen dier komeet, en vond voor haren omloopstijd 74 jaar en 2 dagen, zoodat zij in het jaar 1887 den il Febr. op nieuw in het perihelium komt. 4. In 1843 zag men op den helderen dag eene komeet, wier peri-
helium zoo dicht bij de Zon was, dat zij op den 28 Febr. nauwelijks 10,000 mijlen van de oppervlakte der Zon was verwijderd; zij was eene der schitterendsten, die zich aan den hemel vertoonden, want niet alleen de schitterende kern, maar zelfs een gedeelte van den staart kou men bij het daglicht zien, wonderlijk was het, dat zij op één dag een staart vormde, die 100 graden aan den hemel besloeg. 5. Wie herinnert zich niet het prachtige schouwspel, dat in 1858
de komeet, die den naam van haren ontdekker Donati draagt, ons aanbood (Zie PI. XXXVIII); den 2<> Juni werd zij liet eerst te Florence waargenomen, en was in de eerste dagen van September voor het bloote oog aan den Noorderheinel zichtbaar. Hare verplaatsing was voor ieder- een duidelijk waar te nemen, daar zij eiken dag ongeveer 4 graden van plaats veranderde. Op den 3 en 4 Oct. had de kern hare groot- ste lichtkracht, en op den 7 en 8 Oct. bezat de staart zijne grootste lengte. Om hare langdurige zichtbaarheid en groote uitgebreidheid gal deze komeet gelegenheid tot nauwkeurige waarnemingen. Door Miidler |
|||||
|
2G1
|
|||||||
|
zijn juiste metingen ondernomen, en daardoor ontdekte hij, dat op
den 17 Sept. de kern der komeet eene middellijn had van 400 mijlen, welke echter geregeld afnam, zoodat op den 8 Oct., toen de staart zijne grootste lengte bezat, de middellijn slechts 70 mijlen be- droeg; de inhoud der kern was dus bij de eerste meting 33 millioen kubieke mijlen, en bij de tweede slechts 117 duizend kub. mijlen. Deze komeet heeft een omloopstijd van 2102 jaar, volgens anderen echter van 1880 jaar. In het perihelium doorloopt zij iedere se- conde eene lengte van 7 ".•\',,, mijl, dat is bijna tweemaal zoo snel als onze aarde, die nog geen 4 mijlen aflegt, maar in het aphelium is hare snelheid zoodanig afgenomen, dat zij in eene seconde slechts 100 meters aflegt. Haar dichtste stand bij de Zon was 12 millioen mijlen, dus tusschen de loopbaan van Mercurius en Venus, en haar verste stand G800 millioen mijlen, dus tienmaal verder dan Neptunus. Haar staart overspande op den 8 Oct. eene ruimte van dertig graden aan den hemel. Wanneer de kop van de komeet door goede kijkers nauw- keurig werd waargenomen, scheen het alsof er stralen ook in de richting der Zon uit de kern schoten, die echter gekromd naar achter bogen, alsof zij bij het doorklieven van het heinelruhn tegenstand on- dervonden, daardoor was de kop van de komeet omgeven door een lichtkrans, die zich in den staart verlengde. PI. XXXIX Fig. 1 geeft ons van dat verschijnsel eene voorstelling \'. 6. In 18G0 vertoonde de door Liais ontdekte komeet zich dubbel, even-
als de Biela\'sche; op den 17 Febr. ten 3 u. 9 in. 14 sec. \'s morgens was de eerste in haar perihelium, de tweede bereikte het ongeveer een uur later. 7. Op den 30 Juni 1801 straalde deze komeet aan den hemel. Zjj
was de tweede, welke in dat jaar ontdekt werd. Trebntt had haar in Nieuw-Holland reeds den 13 Mei waargenomen. Op den 30 Juni had haar staart volgens Smidt eene lengte hereikt van 120 graden. 8. Den 15 Juli 1802, ontdekte Swift, te Marathon in Amerika,
deze komeet, welke de derde van dat jaar was; volgens de bereke- ning van Oppolzer bedraagt haar omloop 124 jaar. In Dec. 18t><> be- vond Schiaparelli, dat de baan van deze komeet eene zeer groote |
|||||||
|
1 De Amerikaansche sterrenkundige Bond heeft alle op de komeet gedane waarno-
mingen bijeenverzameld in een prachtig werk met platen: Account of the great cornet of 185$. 18
|
|||||||
|
262
|
|||||
|
overeenkomst had met de baan, welke de vallende sterren van de
zoogenaamde Laurentius-periode hadden, zoodat daardoor een nieuw licht verspreid werd over de kometen, zoowel als over de vallende sterren. Op den 14 Aug. bedroeg de middellijn van hare kern, vol- gens Winnecke, hoogstens 7 mijlen. 9. In 1864 ontdekte Tempel te Marseille de tweede komeet van
dat jaar, welke daarom merkwaardig was, omdat zij in haar perihe- lium evenver van de Zon verwijderd bleef als onze Aarde, en vol- gens de berekening van Kowalzyk langs eene zuiver elliptische baan, in 4754 jaar om de Zon loopt. 10. De eerste der in 1866 ontdekte kometen, was daarom merk-
waardig, omdat zij de grootste overeenkomst vertoont in hare baan, met die der vallende sterren van den Novemberstroom, haar ondoop bedraagt 33 jaar 60 dagen. Huggins paste vooral op deze komeet de spectraal-onderzoekingen toe, en bevond dat de kern der komeet in een toestand van gloeiend gas verkeerde, en dat het licht van het nevelhulsel verschillend was van het licht der kern. 11. De tweede echter in 1868 door Winnecke ontdekte komeet
werd het nauwkeurigste door de spectraal-onderzoekingen waargenomen. Zij vertoonde strepen in het groen, geel en rood, door zekere ruim- ten van elkander gescheiden; de heldere streep in het groen kwam met de magncsium-streep overeen, en toen Secchi zijne onderzoekingen met die van Angström vergeleek, kwam hij tot de overtuiging, dat de drie heldere strepen op koolstof wezen, welke in de komeet moest gloeien, hoewel het niet te begrijpen is, zegt Secchi, hoe de koolstof, die om hare vastheid bekend is, zich in dampvorm in de komeet kan vertoonen. Huggins kwam, afgescheiden van Secchi, tot dezelfde uitkomst. Over geen enkel verschijnsel aan den hemel zijn zoovele gissingen
gemaakt als over de kometen, wel een bewijs, dat men voor een groot aantal mociclijkheden de juiste oplossing nog niet heeft gevon- den. Velen, die over de kometen schrijven, maken er zich gewoonlijk af met cenige kleingeestige spotternijen ten beste te geven over de vrees, welke de verschijning eener komeet in de vroegere, zooge- naamde onwetende tijden, te weeg bracht, maar hoewel thans de vrees verdwenen is, is de kennis naar evenredigheid niet in hare plaats getreden. |
|||||
|
203
|
|||||
|
Welk een aantal vragen toch komen er bij ons op, wanneer wij
over de kometen nadenken. Welke is de stof, waaruit zij bestaan? Is hare zelfstandigheid geheel en al gasaehtig, of bevat de kern vaste deelen ? Welke is de oorzaak van haren staart, die zich in de nabijheid der Zon tot eene aanmerkelijke lengte uitbreidt, maar verre van haar verwijderd inkrimpt en soms geheel verdwijnt? Welk is de oorsprong van baar uitstralend licht? Hebben zij eigen
licht of kaatsen zij het zonlicht terug? Wij zullen eerst aangeven wat de nieuwere wetenschap ons met zeker-
heid over de kometen leert, en daarna de verschillende hypothesen uiteen- zetten, welke gemaakt worden om de verschillende verschijnselen der kometen uit te leggen, hoewel er tot nu toe nog geene hypothese bestaat, die algemeen door de sterrenkundigen wordt aangenomen. De dichtheid der kometen is zeer gering, want zelfs door de sehit-
tcrendste gedeelten der kometen bemerkt men gemakkelijk sterren van de negende en tiende grootte, hetgeen onmogelijk het geval zoude zijn, wanneer de komeet eenige overeenkomst had met onze bekende dampen of gassen. In het jaar 18G1 zag men de kern met zulk eene wondervolle snelheid toe- en afnemen, dat de oorzaak in iets anders dan in het verschil van afstand moest gezocht worden, zoodat eene vastheid in de kern niet aan te nemen is. De immer ronde vorm be- wijst, dat de kern zelts doorschijnend is, want ware de kern vast dan zou men bij de verschillende standen der kometen zekere schijnge- stalten moeten opmerken, welke men echter nooit heeft waargenomen. De ouden spreken wel van schijngestalten, maar dit zijn meer uit- stralingen, die zich als een waaier sikkelvormig vertoonden. Dat de staart eener komeet niet uit damp of gas bestaat is zeker, want iedere damp of gas doet een lichtstraal eene breking ondergaan, waardoor hij uit zijne richting wordt gebracht, maar de nauwkeurigste metingen door Bessel en Struve ondernomen, hebben zelfs bij de kleinste sterren, welke door den kometenstaart heen schitterden, geene straalbreking kunnen waarnemen. De helderheid van zulke sterren onderging zelfs geene vermindering, terwijl zij integendeel soms zeer sterk fonkelden ; dergelijke waarnemingen brengen op het vermoeden, dat de staart uit stofachtige deden bestaat, die met groote tusschenniimten iu de baan der komeet zweven. Dat de kometen haar licht van de Zon ontvangen is thans aan geen
twijfel meer onderhevig, ook al bezitten zij, zooals sommigen beweren, Is*
|
|||||
|
264
|
|||||
|
eigen licht, dan is dat licht al zeer gering in vergelijking met het
ontvangen zonlicht. Vaste sterren kunnen met telescopen bij helderen dag zeer gemakkelijk worden waargenomen, maar kometen te vinden is nog veel moeielijker dan planeten. Wanneer kometen zich soms des daags hebben vertoond, bewijst dit alleen dat zij eene groote geschikt- heid hadden om het zonlicht terug te kaatsen, maar juist haar rustig en niet-fonkelend licht, zelfs in de grootste schittering, geeft te ken- nen, dat zij geen eigen licht bezitten; ook zouden dan de kometen zoo spoedig niet verdwijnen, maar met zulk eene groote middellijn moesten wij ze, wanneer ze eigen licht bezaten, in de diepte des hemels kunnen volgen. Overigens leert de waarneming, dat hoe dichter bij de Zon, hoe meer lichtkracht zij bezitten, en als zij zich van de Zon verwijderen, dooft de lichtglans langzaam uit. In den nieuweren tijd heeft men door middel van den polariscoop
een direct bewijs gevonden dat de kometen teruggekaatst licht bezitten. Bekend is het dit als men door zekere kristallen, bijv. door kalk- spaath, een voorwerp ziet, dit zich dan dubbel vertoont, deze worden daarom dubbelbrekende kristallen genoemd; elke licht- straal nu, die uit de lichtbron zelve wordt onderzocht, geeft een twee- voudig beeld, dat gelijke lichtkracht bezit, maar onderzoekt men ge- polariseerd of teruggekaatst licht, dan bemerkt men wel evenzoo twee beelden, maar van ongelijke lichtkracht. In het jaar 1811 ontdekte echter Arago, dat als men voor die proeve een bergkristal of een glimmerplaatje gebruikt, het onderscheid tusschen de twee beelden niet aangegeven wordt door eene meerdere of mindere lichtkracht, waarin men zich vergissen kon, maar door een onderscheid van kleuren, waarin men zich niet kan vergissen. Ziet men bijv. met zulk een polariscoop, rechtstreeks in de Zon, dan bemerkt men twee witte zon- nebcelden van gelijke kracht; maar ziet men naar de Zon, na haar eerst in een spiegel of gladde vlakte te hebben opgevangen, dan vertooncn de beide zonnebeelden de levendigste kleuren.Wannecrhet eene beeld groen schijnt, vertoont zich het andere rood, beide kleuren zijn altijd aanwezig, wan- neer men teruggekaatst licht onderzoekt; de polariscoop is dus een zeker middel om eigen van teruggekaatst licht te onderscheiden. Toen Arago den 3 Juli lHlft niet dit werktuig het licht van de toen zicht- bare groote komeet onderzocht, bleek het dat zij grootendeels met ge- leend licht schitterde. Daardoor heeft men echter ook ontdekt, dat het licht van den staart
|
|||||
|
2r>5
|
|||||||
|
en van de kern, van elkander verschilt, zoodat de kern eener komeet
ook eenig eigen licht kan bezitten; die polarisatie van den staart zou men kunnen vergelijken bij het verschijnsel dat plaats heeft, wan- neer een bundel zonnestralen door eene nauwe opening in eene duistere kamer valt, dan polariseeren de lichtstralen door zich terug te kaatsen op de ontelbare stofdeeltjes, welke in de lucht zweven, van- daar de nieuwere gissing over de koinetenstaarten, welke wij hier- boven reeds aanstipten en wel, dat zij vercenigingen zijn van weeg- bare stoffen met groote tusschenruimten. Om zooveel te beter de natuur der kometen te begrijpen, zullen wij
achtereenvolgens verslag geven van de verscbillende hypothesen, welke de geleerden gemaakt hebben om de kometen te verklaren. Volgens Apianus Cardanus Tycho Brahé had de staart der kometen
geene werkelijkheid, maar bestond hij alleen in een optischen schijn, ver- oorzaakt door de breking der zonnestralen in den gasachtigen en door- schijnenden nevel, welke de kern omringt; die ineening is in onze dagen opnieuw verdedigd door Gorgonne, die aantoonde dat men de ver- schillende vormen, waarin zich de staart vertoonde, kon verklaren door de natuur der nevellagcn, waardoor de lichtstralen moesten heendrin- gen. Deze hypothese vooronderstelt eene terugkaatsende middenstof, welke zich van de kern tot op eenen verbazenden afstand uitstrekt, maar de atmospheer der komeet kan men zich tot op zulk een afstand uitgespreid, niet denken. Het is meer dan waarschijnlijk dat de staart werkelijk bestaat en
samengesteld is uit eene vereeniging van stofdeelen, welke door eene afstootende kracht uit de kern losgemaakt, buiten werking der aantrekkingskracht zijn gebracht, en welke nu uit kracht van hunne verkregene snelheid de beweging van hunne bron volgen. Waarin echter die afstotende kracht bestaat, en op welke wijze die
werkt is onbekend. Kepler, Kuier en Laplace meenden dat de zonne- stralen zulk eene kracht bezaten, toen men vroeger de emanatie leer \' |
|||||||
|
1 Emanatie of uitvloeiings-theoric, is de leer dat het licht eene stof is, welke niet
aan de wetten der zwaartekracht gebonden, met ongeloofel(jke snelheid uit de licht- hron wordt voortgestooten. Newton was de schepper dezer theorie. Onze vaderlandsche Huygens verkondigde eene andere, de p»Jr«<ie-theorie, welke men thans algemeen voor de ware houdt. Volgens deze theorie is het licht geene stof, maar eene trilling in den ether; evenals het geluid veroorzaakt wordt door eene golving in de lucht, zoo wordt het licht veroorzaakt door eene vibratie of golving in den ether. |
|||||||
|
26H
|
|||||
|
aannam, was zulk cene hypothese beter dan thans, daar zulks moeielijk
rijmt met de tegenwoordig als waar aangenomene vibratieleer. Overi- gens is, behalve andere moeielijkheden niet te begrijpen, waarom de deelen, die in de nabijheid der Zon opgelost en afgestooten zijn, op het einde in den staart verre van de Zon niet weder tot hunnen oorspron- kelijken toestand terugkeeren. Newton en na hem Hoocke en Boskowitch schreven die afstootende
kracht toe aan het verschil van zwaartekracht, tusschen de stol van den staart en den ether, waarin die staart zich beweegt, zoodat men den staart vergeleek met de dampen, die om hunne mindere zwaarte zich ook boven de dikkere lagen van onzen dampkring verheffen. J. Herschel maakte eene andere hypothese, welke door anderen
later is uitgebreid: hij zocht namelijk de oorzaak van die afstootende kracht in de positieve electriciteit van de Zon, de kern was dan ne- gatief-electrisch en werd, naarmate zij meer en meer de Zon naderde, positief-electnsch, daardoor werd zij weder afgestooten en de uit vloeiing der positieve electriciteit vormde dan den staart. Bessel nam eene soort van poolkracht aan, overeenkomende met
eene afstootende magneetkracht, daardoor meende hij de slingeringen uit te leggen, welke men waarnam bij de uitstralingen. Als die hypo- these waar is, dan werkt de Zon wel op eene geheel onbekende wijze, maar die toch niet zonder voorbeeld in de natuur is, want wij zien dat de vlam ecner kaars of van zuiver waterstofgas afgestooten wordt, wanneer zij binnen de sfeer van een sterken zeilsteen wordt gebracht. E. Koelie had weder eene andere hypothese, en meende de staart-
vorming uit te leggen door eene oorzaak, geheel overeenkomende niet de eb en den vloed van de zee. Dan moest de kometenstof, volgens hem , twee ophoopingen vormen, ééne aan den zonkant en ééne aan de tegenovergestelde zijde en zoo buiten de aantrekking der komeet ko- mende, zouden er dan twee staarten gevormd worden; de waarneming bestrijdt echter deze hypothese, daar de staart zich steeds alleen tegen- over de Zon vertoont. Welke hypothese men ook aanneemt, het is niet te ontkennen, zegt
Herschel, dat de vorming van den staart eener komeet tot nog toe in een diep geheim gehuld is, want als men aanneemt dat de staart cene stof is, welke door eene werking der Zon uit de kern der komeet wordt nitgestooten, dan stuit men op eene niet op te |
|||||
|
267
|
|||||
|
lossen moeielijkheid, namelijk de verbazende beweging en zwaai,
welke die staart maakt in het perihelium. Wanneer de staart eene stof is, kan men begrijpen dat hij in de beweging en richting van zijne bron deelt, en dus de komeet volgt, maar als de komeet in de nabijheid der Zon keert en dus eene baan rondom de Zon maakt, dan blijft de staart altijd van de Zon afgewend en zou dus eene be- weging hebben, geheel en al in strijd met de wetten der zwaarte- kracht. \'t Is niet te begrijpen hoe dezelfde stoffelijke staart, zonder te breken, zulk een verbazenden zwaai kan maken. De geleerde Tyndall droeg den 8 Maart 1869 te Cambridge eene
theorie voor over de kometen, waarmede hij alle moeielijkheden meende te ontwijken. Zijne theorie steunt op de ontbinding van dampen door het licht; dikwijls, zeide hij, was ik bij mijne proefnemingen verwon- derd over de verbazende massa licht, welke teruggekaatst werd door eene stof in oneindig kleine hoeveelheid aanwezig, wanneer die stof in damp was opgelost. Hij noemt die kracht van het licht eene acti- nische kracht, (van het Grieksche aklis straal), zijne theorie komt op het volgende neer. 1. Eene komeet bestaat uit een damp, welke door het zonlicht op-
gelost kan worden; het zichtbare hoofd en de staart zijn dus cene soort van actinische wolk, welke haar oorsprong neemt uit de ontbinding of oplossing door de zon. 2. De staart eener komeet is dus volgens die theorie geeue uit-
gestootene stof, maar stof, die polariseert op den bundel zonnestralen, welke den atmospheer der komeet doordringt; dat polariseeren gaat met eene verbazende snelheid langs dien stnilenbundel en soms ook langzaam, daardoor zoekt hij den verbazend snellen aanwas van som- mige kometenstaarten te verklaren. 3. Wanneer de komeet in haar perihelium is en dus keert, zien
wij in den staart niet dezelfde maar geheel andere stof, die opnieuw polariseert op de zonnestralen, welke in andere richting door den at- mospheer der komeet heen schieten. Daardoor wordt de omzwaai van den staart verklaard zonder tot eene onmogelijke beweging daarvan zijne toevlucht te moeten nemen. Wij kunnen het ons aldus voorstellen: wanneer wij in eene duistere kamer een enkelen zonnestraal op een spiegel doen terugkaatsen, dan beweegt de teruggekaatste lichtstraal zich in verschillende richtingen, wanneer wij den stand van den spie- gel verandereu, de stofdeeltjes, welke op dien lichtkegel polariseeren en |
|||||
|
268
|
|||||
|
hein zichtbaar maken, verplaatsen zich niet, maar het zijn bij elke
veranderde richting nieuwe stofdeeltjes die polariseeren. 4. De staart is altijd van de Zon afgewend, omdat er twee krachten
op de kometenstof werken; eene warmtekracht, waardoor eene oplos- sing der stof wordt bewerkt en eene actinische kracht, waardoor die opgeloste stof zichtbaar wordt. Om den staart nu achter de komeet te verklaren, neemt hij aan, dat de warmtestralen der zon door het hoofd der komeet heenschietend meer geabsorbeerd worden dan de actinische stralen, deze behouden dus, achter de kern of het hoofd de eigenschap, om de lichtwolk te veroorzaken, welke den staart der komeet uitmaakt. 5. Wanneer door den loop der komeet op hare baan de oude lich-
tende staart, niet meer beschermd wordt door het hoofd der komeet, die bij wijze van scherm voor den staart is, dan vallen de warmte- stralen der Zon rechtstreeks op dien staart, en wordt hij door de zonnestralen opgelost, hoewel niet oogenblikkelijk, en daarom buigt hij zich immer naar die zijde, welke de komeet heeft verlaten. 6. Er bestaat dus eene soort van strijd tusschen die beide soorten
van stralen, zoodat om de eene of andere oorzaak de actinische stra- len de bovenhand kunnen hebben, zelfs in die deelen der kometen- atmospheer, welke door de kern niet beschermd is, en zoo zou men de zijdelingsche uitstroomingen en den schijnbaren staart kunnen uitleggen, welke zich soms aan dezelfde zijde der Zon vertoont. 7. De inkrimping van het hoofd der komeet in de nabijheid der Zon
wordt veroorzaakt door de warmtestralen, waardoor het hoofd getroffen wordt, daardoor worden de uitvloeiende kanten opgelost en eene in- krimping veroorzaakt. Wanneer wij de kometen alleen door eene waarneming met het
bloote oog kenden, dan wordt door deze theorie de uiterst geringe stof der kometen, hare polarisatie, de beweging en ontwikkeling der staar- ten genoegzaam verklaard, maar in gecnen deele de verschijnselen, welke men door telescopen bij de kometen waarneemt. Want volgens die theorie zou men onmiddelijk achter de kern eene
zeer lichtgevende streek moeten vinden, voortkomende uit de door het zonlicht opgeloste dampen, en de waarneming doet ons juist achter de kern eene donkere streek zien. Overigens is de waarneming der staart - vonning in tegenspraak met die theorie, want de staart schijnt eerst naar de zon uit te schieten en zich dan naar achteren om te buigen, zooals |
|||||
|
269
|
|||||
|
Plaat XXXIX ons toont. Duidelijk nam men zulks in 1836 bij de
komeet van Halley waar. Bond zegt van de komeet van Donati, dat de stof, die uit de kern voortkwam, in plaats van dadelijk den staart te vormen eerst eenige dagen rondom de kern bleef, en wel aan de zijde van de Zon, en toen die stof genoegzame uitbreiding had verkre- gen, vloeide zij als eene halve maan langs twee stroomen naar achteren en verecnigde zich met die, welke uit de andere omhul- sels der komeet schoten; men neemt ook verschillende lagen van zulke omhulsels waar, die zich immer naar de zon uitstrekken. Bij de komeet van Donati ontdekte men 7 zulke hulsels, en bij de groote komeet van 1861 niet minder dan elf. Uit dit alles volgt dat de theorie van Tyndall wel eenige verschijn-
selen uitlegt, maar dat de ware theorie, waardoor alle verschijnselen worden verklaard, nog niet gevonden is. De geleerde Faije heeft de natuur van die afstootende kracht, welke
men in de Zon aanwezig aanneemt, door eene andere hypothese zoe- ken te verklaren. Hij neemt aan, dat de Zon op de lichamen in de hemelruimte zulk eene repulsieve kracht uitoefent, die volgens hem werkt, niet evenals de zwaartekracht, naar gelang der massa, maar andersom naar gelang van den omvang; die kracht kan door de lichamen als door een scherm worden tegengehouden, terwijl de zwaartekracht, zooals wij weten, hare werking door de lichamen heen doet gevoelen. De verbreiding van die kracht geschiedt niet eensklaps, zooals bij de zwaartekracht, maar opeenvolgend, gelijk bij het licht en de warmte. Eindelijk is die kracht niet onafhankelijk van den physieken toestand van het lichaam; want in ons stelsel schijnt de Zon alleen dergelijke kracht te bezitten. Faije zou die kracht willen noemen re- pulsie eener gloeiende oppervlakte, want onderscheidene proeven hebben hem geleerd, dat zeer verdunde lucht door eene gloeiende metaalplaat werd afgestooten; door middel van de vonk eener klos van Ruhinkorff werd die lucht en hare afstooting zichtbaar. Al deze pogingen, welke de sterrenkundigen aanwenden om door
meer of minder waarschijnlijke hypothesen de kometen en hare verschijnselen uit te leggen, leveren het bewijs, dat vooralsnog die hemellichamen met een geheinizinnigen sluier bedekt zijn, welke door de wetenschap nog maar voor een gering gedeelte opgeheven is. Uit alle gedane waarnemingen schijnt het, dat de kometen zelve
uit de vereeniging bestaan van eene nevelachtige stof, die echter |
|||||
|
270
|
|||||
|
vreemd is aan de stof, waaruit ons stelsel gevormd is, maar die,
wanneer zij eenmaal binnen de aantrekkingsfeer van onze Zon is ge- raakt, door den storenden invloed der planeten wordt teruggehouden, totdat de kracht der zonnewarmte ze langzamerhand oplost en in de ruimte verstrooit. Deze theorie zal eene treffende bevestiging erlangen door hetgeen wij in het volgende hoofdstuk zullen zeggen over de nieuwste theorie der vallende sterren door Schiaparelli. Aan het slot van deze beschrijving der kometen antwoorden wij
nog op de niet onbelangrijke vraag. Welken invloed hebben de kome- ten op onze aarde? En het antwoord is, eene komeet oefent geen merkbaren invloed op de aarde uit, hoe dicht zij deze ook na- dert; er bestaat geen reden om ze te vreezen. De stof, waaruit de komeet bestaat, is zoo uiterst gering, dat zelfs in de vooronderstelling dat eene komeet tegen de aarde zou botsen, er al zeer weinig na- deelige gevolgen veroorzaakt zouden worden; meermalen reeds is onze aarde door den staart eener komeet heengegaan, zoodat wij in 1819 en 1823 deelen van den kometenstaart hebben ingeademd, en toch waren de meest gevoelige werktuigen niet in staat eenigen invloed waar te nemen. Is echter de theorie van Schiaparelli de ware, dan zou de aarde, ingeval zij door de dichtere lagen eener komeet heenging, door millioenen vallende sterren en vuurbollen getroffen worden, en zulk een bombardement zou voor ons een ernstig gevaar opleveren: daar echter de wereld aan geen hlind toeval is onderworpen, zoo zul- len wij veilig zijn onder het wijze bestuur van Hem, die volgens vastgestelde wetten het Heelal bestuurt. |
|||||
|
■<
< |
||||||
|
CC
o
o
UJ
|
||||||
|
IL
|
|||||
|
DE VALLENDE STERREN.
§ 1. De vallende sterren met het bloote oog waargenomen. — Haar glans. —
Vormen van haren staart. — Kleur van haar licht — De boliden of vuurbol- len. — Getal der vallende sterren , zichtbaar voor het ongewapend oog. — Zwerm van vallende sterren. — Gissing naar het geheele getal dier meteoren, over de gansche aarde zichtbaar. — Meteorenregen van Augustus en November. — Voornaamste tijdpunten dier meteoorzwermen in den loop van het jaar. Er is zeker niemand onder onze lezers, wiens opmerkzaamheid nooit
is aangetrokken geworden door de waarneming van eene zoogenaamde vallende of verschietende ster, want er gaat geen nacht voorbij of meer dan een verschijnt er aan den onbewolkten hemel, ledereen weet dat men den naam van vallende sterren geeft aan die lichtende ponten , die eensklaps aan den sterrenhemel verschijnen en met groote snelheid een zekeren hoog aan den hemel beschrijven, alsof er zich eene ster van het firmament losmaakte, terwijl zij een lichtend spoor achter- laten, dat echter zeer spoedig verdwijnt. De vallende sterren schitte- ren evenals de vaste sterren des hemels in verschillende grootte. Som- migen evenaren Jnpiter en Venus in hunne grootste schittering, an- deren zijn nanwlijks merkbaar, en vereischen al de aandacht van hen, die zich met de waarneming daarvan bezig houden, terwijl een groot aantal slechts door kijkers zichtbaar is. Het lichtende spoor, dat zij achterlaten, geeft met juistheid de
richting van hare schijnbare baan te kennen. Vroeger geloofde men, dat zulk een staart in werkelijkheid niet
|
|||||
|
272
|
|||||
|
bestond, maar dat de blijvende indruk van het zoo snel zich bewe-
gende punt, op het netvlies van ons oog zulk een spoor schijnbaar te weeg bracht, evenals dit het geval is, wanneer eene vuurkool snel wordt rondgeslingerd, waarbij men ook den ganschen cirkel door eene vurige streep ziet afgeteekend; moge het lichtend spoor, dat de ster achter zich laat, gedeeltelijk aan zulk optisch bedrog toe te schrijven zijn, zoo is toch de lange duur bij enkelen waargenomen, waarin zich die staart vertoont, en de waarneming dat deze van de meerdere of mindere grootte der vallende ster afhangt, wel een bewijs dat die achterblijvende staart niet enkel schijn is, maar in de werkelijkheid bestaat. De wijze ook, waarop zulk een lichtend spoor uitdooft, levert een bewijs voor de werkelijkheid daarvan, gewoonlijk verdwijnt het eerst aan de beide einden en in het midden het laatst, hetgeen on- mogelijk zou wezen, wanneer die staart alleen in schijn in het oog van den beschouwer bestond; dat bewijs wordt verder ondersteund door de waarneming zelve, want die lichtende strepen nemen, wan- neer zij met telescopen bespied worden, allerlei vormen aan, de recht- lijnige vorm gaat gewoonlijk in eenen gegolfden en soms in een ellip- tischen vorm over. Overigens leert ons de waarneming, dat niet alle vallende sterren
met zulke lichtende staarten verschijnen, hetgeen toch het geval zou moeten zijn, wanneer die staart alleen in het oog van den waarnemer bestond. Julius Schniidt rekent dat op 100 dergelijke vallende sterren er
zich ongeveer 12 of 13 met staarten vertoonen; de kleur van die staarten verschilt volgens hem zeer dikwijls met de kleur van hunne lichtbron, zoodat er van een optisch bedrog geene spraak kan zijn. In het jaar 184ö zag hij zelfs met Argelander eene vallende ster niet een dubbelen staart, ter lengte van een boog van ongeveer 10 seconden. Meestal verschijnen die staarten rechtlijnig of zeer weinig gebogen, soms echter ook slangvormig. De vallende sterren hebben niet alleen eene verschillende grootte, maar
ook eene verschillende kleur. Het getal der witten is het aanzienlijkst, maar men neemt ook gelen, rooden, groenen en eenige nevelaehtigen waar. De bovengenoemde Julius Schniidt, die met Heis gedurende ver- scheidene jaren de vallende sterren met groote nauwkeurigheid waar- nam, geeft onder 100 vallende sterren van de eerste tot de zesde grootte de volgende verhouding aan: 62 witte, 15 gele, 6 roode, 3 groene en 14 nevelachtige, zonder bepaalde kleur. |
|||||
|
273
|
||||||
|
De lengte van hare schijnbare baan, de duur harer zichtbaarheid
zoowel als haar glans leveren een groot verschil op. Vroeger ondersclieidde men drie soorten, namelijk: vallende ster-
ren, vuurkogels of Boliden* en luchtsteenen aerulithen ook meteoren genaamd. Later zullen wij echter zien, dat wij niet te doen hebben met drie onderscheidene soorten, maar dat het lichamen zijn van ééne en dezelfde soort, die naargelang van hunne uiterlijke ver- schijning verschillende namen ontvangen. Onder vallende sterren verstaan wij dezulken, die zich als ster-
ren aan den hemel vertoonen; vuurkogels, boliden, noemt men dezulken, die alle vaste sterren in glans en grootte ovcrschitteren en soms de maan in schijnbaren omvang evenaren, en meteoren noemt men dezulken, die door hun val op aarde een zichtbaar spoor achterlaten. Het aantal vallende sterren, dat des nachts wordt waargenomen, is
zeer verschillend en hangt van vele omstandigheden af. De kortere of langere nacht, de meer of minder heldere hemel, de meerdere of mindere mate van licht, welke de maan in den dampkring verspreidt, zijn zoovele oorzaken, waardoor de waarneming wordt bemoeielijkt of gemakkelijk gemaakt. Op zekere tijden en nachten echter volgen die luchtverschijnsclen elkander met zooveel snelheid op, dat men aan die tijdstippen daarvoor eigenaardige namen heeft gegeven, zooals vloed of stroom, en het gezamelijk getal, dat men in een paar uren waar- neemt, noemt men een zwerm. In het begin van deze eeuw kende men slechts twee of drie
dergelijke stroomen of zwermen, welke men noemde naar den tijd van hunne verschijning; zoo sprak men van een Laureutius- of Au- gustusstroom, van een Novemberstrooni, enz. De vallende sterren, welke men op andere nachten waarnam, en welke geen deel dier stroomen schenen uit te maken, noemde men sporadische, dat is onregel- matige of verstrooide. Sinds men echter aan dat verschijnsel eene meerdere opmerkzaam-
heid heeft gewijd, heeft men ook meer stroomen waargenomen, wel niet zoo belangrijk als de reeds bekenden, maar die tocli dezelfde eigenschappen bezitten, vooral eenen op bestemden tijd bepaalden |
||||||
|
1 Bolide van het grieksche ballo, ik werp, daarvan bolis eene uirgeworpene pyi ;
hiermede verwant ia de uitgang bjj parabool en hyperbool. |
||||||
|
274
|
|||||
|
terugkeer, zoodat zij telkens zichtbaar worden, wanneer de Aarde op
een bepaald pont van hare loopbaan is gekomen. Voor wij verslag geven van de voornaamste verschijningen,
willen wij eerst nagaan, wat de voornaamste waarnemers ons leeren over het aantal vallende sterren, dat gedurende een jaar op de aarde wordt waargenomen. Wanneer wij de nachten, waarin een stroom van vallende sterren zichtbaar is, buiten rekening laten, dan bepalen verschillende waarnemers het middelbare getal, dat iemand gedurende een uur op dezelfde plaats kan waarnemen,. op 6 of 8. Toen men het belang van dergelijke waarnemingen beter begreep
vermenigvuldigde men het getal waarnemers, aan wie men eene be- paalde streek des hemels ter onderzoek aanbood. Professor Newton in Amerika schatte daarop het middelbare getal
in een uur op 30 voor cénen horizon , maar omdat iedere horizon slechts voor een gedeelte beschouwd kan worden, terwijl de dikke lagen van den dampkring zeer vele meteoren verbergen, berekende hij dat om geene enkele vallende ster te missen men op 10,000 verschillende plaatsen op de aarde, het uitspansel moest gadeslaan, dat zou dan, in de vooronderstelling dat het nacht is en de hemel helder, ieder uur een getal opleveren van .\'500,000 vallende sterren. Dit is echter nog niet alles, daar er hier alleen spraak is van met het
bloote oog zichtbare meteoren, maar Newton wil, dat als men een kijker gebruikt van GO malige vergrooting, men dan 250 maal meer vallende sterren zou waarnemen, zoodat men de meteoren, welke het blauwe uitspansel doorploegen, bij millioenen tellen moet. De waarde van zulke becijferingen zullen wij echter voor rekening
van professor Newton laten. Niet alleen zijn de vallende sterren belangrijk, omdat zij in sommige
nachten zoo talrijk verschijnen, dat men ze stroomen beeft genoemd, maar daarom vooral, omdat die verschijning op bepaalde tijdstippen van het jaar plaats vindt. Voordat de wetenschap zich met die verschijnselen bezig hield,
noemde het volk den sterrenval van den 10 Augustus reeds de vurige tranen van den H. Laurentius. In den nacht van den O op den 10 Aug. l>ereikt het verschijnsel wel den hoogsten trap, maar in de voorgaande en volgende nachten, neemt men ook een veel grooter aantal meteoren waar dan op andere nachten van het jaar. In 183!) telden Capocci en Nobilc in Napels 1000 vallende sterren in den tijd van 4 uren. In 18;K> |
|||||
|
275
|
|||||
|
nam Walferdin ze waar te Bourbonne-les-Bains, en telde er 31G in
een uur. De verschillende jaren leveren echter een groot verschil op. De Novemberstroom, ook wel genoemd stroom van Humbolt, heeft
onze kennis het meeste verrijkt met bijzonderheden over de vallende sterren.In het jaar 1799 had die verschijningplaats met bewonderenswaar- dige pracht. Humboldt verzekert dat in Noord- en Zuid-Amerika dat verschijnsel zichtbaar was. De langs den hemel voortschietende vonken waren zoo talrijk, dat men ze slechts bij benadering tellen kon. Eerst in 1833, in den nacht van den 12 op den 13 November, vertoonde zich die stroom weder met grooten luister, zoodat Olmsted van Boston de vallende meteoren vergeleek bij eene gewone sneeuwbui, want toen het verschijnsel reeds sterk aan het afnemen was, telde hij nog G50 meteoren gedurende 15 minuten. Toen reeds vermoedde Olbers, dat er eene ongeveer 33jarige periode bestond, waarop dat verschijnsel in buitengewone pracht terugkeerde, en inderdaad in 1866 vertoonde zich dat schouwspel op eene wijze, zooals men niet verwacht had. Wij zullen aanstonds zien, dat nieuwere ontdekkingen het regel-
matig terugkeeren van den Novemberstroom bevestigd hebben, zoodat men er eene geheel nieuwe theorie op gebouwd heeft, waardoor de stroom der vallende sterren met de kometen en zekere nevelvlekken verbon- den wordt. Behalve de twee reeds opgenoemde tijdstippen, waarop zulke stroo-
men aan den hemel verschijnen, zijn er op andere tijdstippen desjaars ook zulke zwermen van vallende sterren zichtbaar. Vooreerst den 2 Jan. en deu 28 derzelfdc maand. In Febr. en Maart is er op dit punt niets bijzonders aan te merken, maar den 20 April zijn de meteoren zoo talrijk, dat men noodzakelijk aan ecnen stroom moet denken. Mei en Juni zijn onder dit opzicht de minst opmerkelijke maanden des jaars. In de laatste dagen van Juli vertoonen zich een aantal zwermen, vooral den 28 en 29. Na den vuurregen van den 10 Augustus vertoont zich de eerste zwerm op den 18—20 October en na den Novemberstroom verschijnt in Dec. van (5 op 7 en van 11—13 opnieuw een zwerm vallende sterren. |
|||||
|
27G
|
|||||
|
§ 2. Kosmische oorsprong der vallende sterren. — Middelbare hoogte harer ont-
branding en harer uitdooving. — Snelheid harer beweging. — Straalpunten van de voornaamste stroomen. — Overeenkomst der meteoorsteenen en der kometen. — Theorie van Schiaparelli. Welke natuur de vallende sterren, de vuurbollen en de luchtstee-
nen ook hebben, en waarover wij in het volgende hoofdstuk eenige hypothesen zullen aangeven, \'t is thans genoegzaam aangenomen en bewezen, dat hun oorsprong kosmisch of buiten onze aarde is. Het zijn lichamen, welke tusschen de verschillende planeten van ons zon- nestelsel rondloopen, en die dan alleen zichtbaar worden, wanneer zij door onzen dampkring heenschieten en door die wrijving gloeiend worden. Hoewel de ouden zulk een oorsprong reeds vermoedden, heeft men
echter in de laatste eeuw bepaalde bewijzen voor die gissing verkre- gen. De meesten mannen der wetenschap geloofden vroeger, dat de vallende sterren verschijnselen waren, welke zich in den dampkring vormden, door eene vereeniging van ontvlambare stoffen, welke van de aarde waren opgestegen. Die gissing is niet alleen onwaarschijn- lijk, maar zelfs onmogelijk, want wij weten dat de hoogte van onzen dampkring immer in dichtheid afneemt, en het is onmogelijk dat zulke fijne in de lucht opgeloste stoffen zich eensklaps vereenigen en verdikken tot massa\'s van honderde ponden; volgens de wet immers van Mariotte is de dichtheid der lucht op 8 mijlen 1:iooo van de dicht- heid der lucht, waarin wij leven, op 16 mijlen bedraagt die dicht- heid slechts \',0OOOO0 en op 50 mijlen slechts \'/.„„o ooo ooo ooo oo......o o»
en zooals wij hierna zien zullen, bedraagt de waargenoniene hoogte
van sommige meteoren nog grootcr afstand. De beroemde schrijver van de Mécanique céleste meende, dat het
steenen waren, welke door de vulkanen op de maan naar onze aarde weiden geslingerd; maar hoewel zulk eene meening geene onmoge- 1 ijkheid behelst, is ztdk een oorsprong echter zeer onwaarschijnlijk, eerstens omdat men op de maan, hoewel overdekt met kraters, toch geene werkende vulkanen heeft waargenomen (zie bladz. 170), en ten tweede wanneer zulk eene vooronderstelling waar was, dan zou volgens de berekeningen van Olbcrs de maanvulkaan de kracht moe- ten hebben om in de eerste seconde zulk een meteoorsteen vijf maal sneller dan een kanonskogel voort te werpen, waardoor zulk een steen buiten het bereik van de aantrekkingskracht der maan zou geraken, en |
|||||
|
277
|
|||||
|
onder de gunstigste omstandigheden op onze Aarde kunnen vallen.
Hoewel er niets onwaarschijnlijks in gelegen is, dat de maanvulkanen dergelijke kracht bezitten, daar onze aardsche vulkanen nog grootere kracht hebben; hoewel zij om den tegenstand van onzen dampkring zulke uitwerksels niet kunnen hebben, komen toch dergelijke meteo- ren niet uit de Maan, want, dan zouden zij op Aarde komende eene snelheid moeten hebben van ruim 10.000 meters in de seconde, en de waarneming leert ons, dat de middelbare snelheid meer dan .\'50.000 mc- ters bedraagt, hetgeen reeds op een grooteren afstand wijst. Wanneer zij dus hunnen oorsprong noch uit de Maan noch uit onzen
dampkring nemen, moet deze kosmisch wezen, dat is, het moeten lichamen zijn, die van buitenaardsche streken tot ons overkomen. Het schijnt dat Chladni in 17\'.)4 de eerste was, die aan de val
lende sterren een oorsprong toeschreef buiten onze Aarde, doch de arbeid van Hrandes en Benzenberg eu van een groot aantal waarnemers in andere lauden hebben aan die theorie een groot gezag gegeven. De bewijzen, dat de vallende sterren, vuurkogels en meteoren niet
tot onze Aarde belmoren, komen hierop neder: In de eerste plaats de hoogte, waarop zij gezien worden en weder
verdwijnen. Benzenberg en Brandes beproefden in de vorige eeuw de hoogte te bepalen; zij kozen daartoe in het Hartzgebergte twee op grooten afstand van elkander liggende punten eu teekenden de waar- genomen meteoren nauwkeurig met eene juiste tijdsbepaling op hunne sterrenkaarten aan, daaruit, zochten zij de parallaxe te bereke- nen, vooral op het («ogenblik, waarop de ster verdween, en aldus kwamen zij tot de uitkomst, dat de afstand een verschil opleverde van 7 tot 23 geogr. mijlen. Twee dergelijke meteoren werden in het begin hunner verschijning eu op het oogenblik hunner nitdooring nauwkeurig gemeten; zij verschenen op eene hoogte van lt>\' en 17 mijlen en ver- dwenen op eene hoogte van 10 en 11 mijlen; verschillende waame- mingen, door Weiss, Newton en Herschel gedaan, hebben die metingen bevestigd, zoodat de middelbare afstand van hunne verschijning bepaald is o]) 16 en hunne uitdooving op 12 mijlen. Zeer vele vallende sterren ontvlammen echter op veel aanzienlijker
hoogte, zoodat men zulk een meteoor, gelijktijdig te lireslau en te Berlijn waargenomen, op eene hoogte schatte van ongeveer 60mijlen; evenzoo werdeu in 1855 te Parijs en te Orleaus meteoren waargenomen, waar- 19
|
|||||
|
278
|
|||||||
|
van men de hoogte berekende op meer dan KM) mijlen. De af-
stand der teleskopische meteoren is zeker nog veel grooter, en deze ontvlammen dus verre buiten de vooronderstelde grenzen van onzen dampkring. \' Uit die hoogte van de vallende sterren heeft men de baan berekend,
welke zij in dat oogenblik afleggen; zelden duurt hunne zichtbaarheid langer dan eene seconde, en in dien korten tijd doorloopen zij onge- veer 20 graden aan den hemel. Uit die schijnbare beweging beeft men bij benadering hwiTie ware beweging en snelheid afgeleid, en kwam men tot het besluit, dat zij zich veel sneller dan eene der planeten. ja bijna zoo snel als eene komeet in het perihelium be- wogen, hetgeen duidelijk bewijst, dat hun oorsprong kosmisch, dat is buitenaardsch is, omdat hunne verschijning in onzen dampkring slechts eene toevallige en waarschijnlijk het einde van hun onafhan- kelijk bestaan is. Ken tweede bewijs voor hun kosmischen oorsprong is de stroom,
waarin zij zich vertoonen. De meteoren, welke zich op de gewone nachten van het jaar aan
den hemel vertoonen, doorsnijden het licmelruim in alle richtingen; maar op de tijdstippen, waarop zich een stroom vertoont, hebben zij dezelfde richting, en schijnen uit een bepaald punt aan den hemel voort te komen. In 179!) bad llumboldt die algemeene richting reeds waar- genomen, en latere waarnemingen bevestigden, dat het straaljiunt, waaruit de meteoren van den Novcmbcrstroom voortseboten, gelegen was in bet sterrenbeeld de Leeuw, en wel bij de ster Gamma; dit wil echter niet zeggen, dat al de vallende sterren werkelijk uit dit punt hunne baan beginnen, maar dat als hunne banen verlengd werden , zij elkander in dat bepaalde punt zouden snijden, een klein getal uit- genomen, die men sporadische noemt; dat samenloopen in één punt is een gevolg van de perspectief; de ware banen loopen evenwijdig, maar zij schijnen in elkander te loopen. volgens dezelfde wet waar- door de zonnestralen soms uit elkander schijnen te loopen, wanneer zij tusschen de wolken door schieten. |
|||||||
|
1 Daar de gloeiing der meteoren aan geenc andere oorzaak kan toegeschreven wor-
den dan aan de warmteontwikkeling door hunne wrijving tegen de luchtdeelen, liljjkt daaruit, dat de hoogte van den dampkring grooter is, dan men schatte uit de waarneming der schemering. Vergelijk pag. 120 en de daaronder geplaatste noot. |
|||||||
|
279
|
|||||
|
Bij den Laurentiusstroom heeft men de ster Algol, in Persen», als
Btraalpont erkend. Olmstedt heeft de waarneming gedaan, dat het straalpunt van den
eenen of anderen stroom gedurende den duur van het verschijnsel niet verandert, hoewel dat punt door de wenteling der Aarde meer en meer boven den horizon rijst; hieruit volgt dus, dat de vallende ster- ren in geenen deele van de beweging der Aarde afhangen; een bewijs dus, dat hun oorsprong niet tellurisch of aardsch maar kosmisch is. Dit bewijs krijgt groote kracht door de berekeningen van Encke in
1834, want deze toonde aan, dat de richting der aardbaan op den 13 Nov. juist op het bedoelde punt in de Leeuw was, terwijl op den 10 Aug. de richting onzer Aarde naar het sterrenbeeld Perseus was. Het gevolg van die overeenstemming is niet twijfelachtig; de val-
lende sterreu, zooals wij hierboven reeds aanmerkten, schieten langs evenwijdige banen voort; een voorbeeld, dat wij bijna dagelijks onder de oogen hebben, verklaart ons hun schijnbaar uiteenloopen duidelijk. Wanneer de wind de wolken langs den hemel jaagt, drijven zij allen in dezelfde richting evenwijdig aan elkander, en toch, als wij ons met het gelaat naar den windkaut keeren, schijnt het of zij zich in verschillende richtingen bewegen; recht voor ons schijueu zij te rijzen en naar het zenith te klimmen, maar links en rechts schijnen zij uit elkander te loopen. De waarneming van zulke straalpunten bij de onderscheidene stroo-
men verdient al de aandacht; vooral in de laatste jaren is de oplet- tendheid der sterrenkundigen daaraan gewijd, zoodat iedere stroom zijn straalpunt heeft. In het vorige jaar gaf Chapelas te Parijs een verslagover 39771 gcdu-
rende een twintigtal jaren waargenomen vallende sterren; 29686 daarvan werden op verschillende tijdstippen des jaars waargenomen, en 10085 gedurende de Augustus- en Novemberstroomen; de richting van allen met elkander vergelijkende, verkreeg hij voor de middelbare richting van den meteoorstroom zuid-zuidoost. De vallende sterren van den Augustusstroom in 1871 vertoonden
zich in kleiner getal dan in vorige jaren; drie schitterende vuurbollen werden er opgemerkt, één waarvan de blauwachtige staart geruime» tijd zichtbaar bleef; als straalpunten werden aangegeven de sterreu- beelden Cepheus, Cassiopeia en Perseus. De richting van het meeren- deel was noordoost. 19*
|
|||||
|
280
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De Novemberstroom van 1871 heeft ook volgens de opgave van
Le Verrier eene verandering in het straalpunt doen opmerken, want liet bevond zicb niet in den Leeuw, maar meer ten noordwesten van dat sterrenbeeld. Kwam die verandering voort uit den weerstand van den dampkring, dan moest met het uur van den nacht ook dat punt veranderen en zich meer naar den Leeuw verplaatsen, wat het geval niet was; maar is de verschijning van eene kosmische natuur, dan kan zij met den dag of het tijdstip veranderen. Faye merkt over die verandering van straalpunt op, dat de Aarde, toen zij zich bij vroe- gere tijdstippen midden door dien stroom bewoog, daarop zulk een storenden invloed heeft uitgeoefend, dat de baan dier meteoren veran- derd is, of de andere stroomen, welke het heinelruim doorkruisen, en dus verschillende straalpunten hebhen, waren in dien nacht zichtbaar; want als men de waarnemingen van Heis, Gregg en Herschel inziet, teekenen zij wel verschillende straalpunten aan, maar toch ook de gamma van den Leeuw. Wij vatten hier thans de verschillende stroomen met hunne straalpun-
ten tezamen. PI. XLI, Fig. 1, geeft ons eene afbeelding van het straalpunt van den Novemberstroom. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De hoogte, waarop de vallende sterren ontvlammen , om aan de gren-
zen van onzen dampkring uit te dooven; de buitengewone snelheid, waarmede zij voortvliegen, grooter dan die der planeten; de algeineene richting, welke vallende sterren van denzelfden stroom hebben, voort- koniende uit hetzelfde straalpunt; de regelmatige terugkeer van de |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
PLAAT XI.I
|
|||||||
|
IIK STKKKKNWKKKI.Il
|
|||||||
|
Verklaring van Jon Au mislus i»ii Xovrmltrr glrrrc-nval in \'I*\'
h\\i»t»tUt*ki"* van n-iirii r-iiic mrl tnotooivn |
|||||||
|
281
|
|||||
|
stroomen , wanneer de Aarde elk jaar op liet zelfde punt van hare baan
is, zijn allen zoovele bewijzen, door de waarneming bevestigd, «lat de vallende sterreu niet tot onze Aarde behooren, maar een kosmischen oorsprong hebben, \'t Is dus zeker dat die lichamen, die in gewonen toestand geen eigen licht bezitten, zich in zeer groote getallen in meer- der of minder dikke lagen in de ruimte van ons zonnestelsel bewe- gen. Wij kunnen onze Aarde, wanneer zij op hare baan zulk een stroom ontmoet, vergelijken bij een kanonskogel, die door een zwerm vlie- gen heenboort. Een aantal vragen kunnen over die meteoorstroonien gedaan wor-
den. Loopen zij om de Zon evenals de planeten langs elliptische banen, of hebbeu deze overeenkomst met die der kometen? Zijn het parabolen of hype rbolen ? Zijn de elementen dier banen te bere- keuen? Weet men of die zwermen ook massa\'s vormen, of eenen aan- een verbonden ring met middelpunten van meerdere dichtheid. Op sommige van die vraagstukken heeft men eene oplossing gege-
ven, die geheel en al niet de waargenomen feiten overeenkomt, zoo- dat de geopperde hypothese een hoogen graad van waarschijnlijkheid verkrijgt. De eerste gissing werd door Arago gemaakt, en later vooral door
den Berlijnschen hoogleeraar Eraan uitvoeriger bearbeid en verdedigd. Volgens deze theorie loopen er door het ruim des hemels in aller- lei richtingen vallende sterren, maar er bestaan twee groote stroo- men, waarin zij zich bij millioenen in een gesloten ring om de Zon bewegen; de baan van die twee stroomen, ligt niet in het vlak van onze aardbaan, maar wordt tweemaal in het jaar door onze Aarde doorsneden, en daarom vertoonen zij zich zoo talrijk in Augustus en November, zie Plaat XLI, Fig. 2. Die stroom moet eene aanzienlijke breedte bezitten, want gewoonlijk duurt het ver- schijnsel een drietal nachten, en in drie dagen legt onze Aarde eene lengte af van ongeveer een millioen mijlen. In Augustus en Novem- ber bevindt zij zich volgens die theorie binnen den ring, dat is aan den kant der Zon, en daarom worden de vallende sterren aan de nachtzijde van onze Aarde waargenomen. Op de andere tijden van het jaar bevindt de Aarde zich aan den buitenkant van dien ring, welke dan tusschen haar en de Zon geplaatst is, en daarom zien wij de meteoren uit dien ring niet, omdat hun val dan bij dag plaats heeft. Met die theorie verbindt hij dan het feit, dat de dagen van 11 tot
|
|||||
|
282
|
|||||
|
13 Mei zich immer door eene zeer koude temperatuur kenmerken; die
dagen vallen juist een halfjaar na den Novemberstroom in, wanneer de Aarde volgens Erman door den tweeden knoop van den Novemberstroom gaat, maar omdat de meteoorring zich aan de dagzijde van onze Aarde bevindt, kunnen de vallende sterren niet worden opgemerkt, daar zij tusschen de Zon en de Aarde doortrekken, en daardoor veroorzaken zij zoo al niet eene verduistering der zonnestralen, omdat ze te klein zijn, toch eene merkbare vermindering van warmte op onze Aarde. Zes jaar later ontving deze theorie eene soort van bevestiging, door-
dien Capocci, den Uden Mei 1845, te Napels een groot aantal ronde lichamen met verschillende snelheid voorbij de zonneschijf\' zag trekken en in verschillende soms tegenovergestelde richting. Dezelfde opmerking wordt gemaakt over den Augustusstroom, die
een half jaar later op den 7 tot 10 Februari valt; verschillende waarnemingen bewezen, dat ook in die dagen eene veel koudere temperatuur werd opgemerkt dan vóór of na dien tijd. In de middeleeuwen had men ook zekere verduisteringen der Zon
waargenomen, waarvan men zich geene rekenschap kon geven; zoo werden bijv. in het jaar 110(> twee zulke verduisteringen waargenomen, den Uden Februari en den 18den Mei, eene zonderlinge overeenkomst met de door Erman bepaalde tijdstippen. Evenzoo heeft Messier beweerd, dat hij op den 17dt\'n Juni, een half jaar dus na den Decemberstroom, in het jaar 1777 een groot aantal zwarte punten voorbij de Zon zag trekken. Men heeft tegen dien ring van meteoren zeer vele bezwaren inge-
bracht, zoodat de theorie over die cirkelvormige loopbaan der mete- oren geen algemeen burgerrecht heeft verkregen. \' Uit vroegere waarnemingen heeft Schiaparelli, directeur van het ob-
servatorium te Milaan, eene nieuwere theorie gevormd, waardoor hij op eene merkwaardige wijze de kometen met de meteoorstroomen verbindt. Wij zullen trachten de hoofdpunten van die hypothese aan te geven
en duidelijk te maken. Schiaparelli ging uit van het feit, dat de middelbare snelheid der
vallende sterren een en een half maal die onzer Aarde bedraagt; (1,414) zulk eene snelheid is niet te verklaren door eene baan van geringe uitmiddelpuntigheid en wijst dus op eene parabolische baan; 1 Zie over die bezwaren tegen dien cirkelvormigen ring ingebracht: de Sterrenhe-
mel, verklaard door den Hoogleeraar T. Kaiser. |
|||||
|
283
|
|||||
|
daaruit trok hij het besluit, dat de stroom dier meteoren niet tot ons
zonnestelsel behoorde, tenminste niet denzelfden oorsprong had als de planeten. De helling van de baan der verschillende meteoren , hunne richting, die zoo verschillend is, geven hen eene groote gelijkheid met de kometen; hunne phvsieke gesteltenis, waardoor zij verschijnen als onzamenhangende massa\'s, schijnt evenzoo op eene groote overeen- komst met dezen te duiden, zij komen dus uit het wereldruini in ons zonnestelsel. Nu gaat hij na, wat er volgens de wetten der beweging gebeuren
moet, wanneer zulk eene nevelachtige massa, zulk eene wolk van meteoren, kosmische of wereldstol\' genoemd, uit het ruim des hemels binnen den kring komt, waar de Zon hare aantrekking doet gevoelen. Omdat de omvang van zulk oen nevel zeer groot is, werkt de aan- trekking der Zon het eerst op de deelen. welke het dichtst bij haar zijn gelegen, en daaruit volgt dus, dat wanneer deze deelen naar de Zon beginnen te vallen, zij veel sn ellere beweging hebben dan de deelen, die hare aantrekking nog niet gevoelen; noodzakelijk moet dus de nevel veranderen in een stroom van parabolischen vorm, die jaren, ja eeuwen noodig heeft eer al hare deelen door het pcri- helium der Zon zijn gegaan. Ontmoet nu de Aarde op hare baan zulk eene soort van processie, dan zal zij er door heen horen, zooals wij hierboven reeds aanmerkten, als een kogel door een zwerm vliegen , en wanneer die keten van meteoren zeer lang is, zal de Aarde elk jaar op een bepaald punt dien meteoorstroom doorsnijden. Het getal van zulke stroomen, die in alle richtingen ons zonnestelsel
doorklieven, is buitengewoon groot; door de eene of andere planeet kun- nen er groote storingen in de baan van zulke meteoren plaats grij- pen , zoodat verschillende lichamen uit dien stroom gerukt en in het ruim des hemels verspreid worden, en daardoor zou uien de sporadische vallende sterren kunnen verklaren. De stroom van zulke meteoren zon daardoor ook afgebroken kunnen worden en oorzaak zijn van de interruptiën, welke men vooral bij den Novemberstroom waarneemt. Wanneer dergelijke stroomen eens binnen het gebied der Zon zijn
geraakt, kunnen zij er in teruggehouden worden door de storende werking der planeten, en daardoor geslotenc banen vormen. De theorie van Schiaparelli heeft eene zeer groote waarschijnlijk-
heid verkregen, want toen hij in de vooronderstelling van eene para- |
|||||
|
284
|
|||||
|
bolischc snelheid der meteoren, en de richting in acht nemend uit
liet straalpnnt, daaruit de elementen zocht te berekenen van den Au- gustusstroom, vond hij eene wondervolle overeenkomst met de elemen- ten van komeet II in 18(52, zie bladz. 262. Daaruit nu komt Schia- parelli tot de gevolgtrekking dat de Perseïden (zoo noemt men den Augustusstrooni wegens zijn straalpnnt in Perseus) niet anders zijn dan de overblijfsels van den kometenstaart van 1862. Pij de Leoniden of den Noveinberstroom heeft hij dezelfde overeenkomst
opgemerkt, want de komeet van Tempel, in 1860 ontdekt, heeft dezelfde elementen als de loopbaan, waarin zich de meteoren van November bewegen; de uitmiddelpuntigheid, de groote as, de rich- ting der beweging, de plaats van den klimmenden knoop en van het perihelium, komen in de beide loopbanen merkwaardig overeen, zoo- dat het besluit voor de hand ligt, dat de kometen groote vallende sterren of liever vereenigingen van meteoren zijn, voortkomende uit de nevelachtige massaas, die van buiten ons zonnestelsel bezoeken. Die opmerkelijke overeenstemming tusschen de Augustus-en Novem-
berstroomen met de kometen van 1862 en 18(5(5 heeft het vermoeden opgewekt of de andere stroomen, welke men waarneemt, wellicht ook door kometen veroorzaakt worden; want als die hemellichamen op hunne baan zulke meteoorstoffen achterlaten, dan worden, als de Aarde ze ontmoet, daardoor vallende sterren en vuurbollen veroorzaakt. Men heeft dan ook sommige overeenkomsten waargenomen; zoo is het bijv. waarschijnlijk , dat de Decemberstroom een overblijfsel is van de komeet van Piela. Pladz. 2ö7 hebben wij reeds opgemerkt, dat deze komeet zich in eene dubbele heeft opgelost en sinds 1862 niet meer terug is gezien: wellicht zijn hare bestanddeelen nog meer ontbonden en verdeeld, zoodat zij dan alleen zichtbaar worden , wanneer onze pla- neet ze op hare baan ontmoet, dan worden die deelen voor de laatste maal gloeiend in onzen dampkring, lossen zich daar op of vallen op Aarde neer om zoo voortaan deel uit te maken van onze planeet. Men moet echter niet gelooven, zegt Sccchi, die met de hypothese
van Sehiaparelli zeer schijnt ingenomen, dat men bij iederen stroom van vallende sterren eene komeet zal vinden, want de groote planeten oefenen op zulke kleine lichamen groote storingen uit, en gedurende het aantal eeuwen, dat de nieteoorstroonien binnen ons zonnestelsel zijn gekomen, is de oorspronkelijke toestand waarschijnlijk zeer veranderd. Hoewel de kosmische oorsprong der meteoren bijna algemeen wordt
|
|||||
|
285
|
|||||
|
aangenomen, en waarschijnlijk op goede gronden, heeft toch ook de
theorie over den telluriscben of aardschen oorsprong hare verdedigers. In 1869 wees Charles Sainte Claire-Deville, in de Academie te Parijs op de gelijktijdige verschijning van vele meteorologische verschijnsels van verschillende natuur, en R. Brllck gaf in 1869 ecne uitgebreide verdediging in liet licht van den tellurischeu oorsprong der vallende sterren, en zocht daarin te bewijzen, dat de vallende sterren, boliden, luchtsteenen, enz. in onzen dampkring hunnen oorsprong nemen. De verschillende perioden zoekt hij te verklaren door het magnetisme van onzen aardbol, en hij toont eene waarlijk wondervolle overeenkomst aan tusschen de perioden der vallende sterren, epidemische ziekten, aardbevingen, vulkanische uitbarstingen, noorder- en zodiakaallicht. Hoewel de kosmische oorsprong waarschijnlijker is, biedt toch de
verhandeling van Brück menige wetenswaardige bijzonderheid aan; tevens is het zeker dat, niettegenstaande alle verklarende hypothesen, er toch nog veel overblijft dat onbekend is. § 3. Physieke natuur der vallende sterren. — Overeenkomst met de boliden of ▼uur-
hollen. — Uiteenbarsting der boliden. — Luehtsteenen of aerolitlien. — Kosmische oorsprong der luchtsteenen en boliden. — Mineralogische en chemische ontleding der meteoren. —Vergelijking met de rotsdeelen der Aarde. — Classificatie van Daubree. Welke is de physieke of chemische natuur der vallende sterren?
Bestaan zij uit eene gasachtige, vloeibare of vaste massa ? Bevatten zij bestanddeelen, die niet op onze planeet gevonden worden? Wan- neer op die vragen het juiste antwoord kon gegeven worden, had men ook bepaalde gegevens om de stoffen te kennen, die in het ruim des hemels omloopeu, en waren wij in onmiddelijk verband met bet uitspansel, welks bevolking wij slechts door het gezicht kennen. In de laatste jaren echter is de kennis dier lichamen ook met groote schre- den vooruitgegaan. De waarneming leert ons, dat de zoogenaamde vallende sterren
enkel in de hoogere streken van onzen dampkring verschijnen, dat zij daar een oogenblik schitteren, daarna verdwijnen en dus niet op Aarde komen. Er is dus maar één middel om iets van hunne bestanddeelen te kennen, ten minste op het oogenblik hunner ontvlamming, en dat middel is de spectraal-analyse. Toen Herschel op die wijze de val- lende sterren van den HKh-n Aug. 1866 onderzocht, bevond bij dat de achterblijvende staart en ook sommige kernen een onafgebroken |
|||||
|
286
|
|||||
|
spectrum gaven met eene schitterende streep in het geel, hetwelk eene
gasachtige zelfstandigheid te kennen gaf met sodinm, en daar de aanwezigheid van sodium in zulk eene hoogte van den dampkring niet aan te nemen is, hesloot Herschel, dat de vallende sterren zelve sodium bevatten. Andere spectra\'s vertoonden zich zonder eenige strepen, en wezen dws op vaste deelen, die in gloeiing waren. In Nov. 1868 heeft Secchi het licht van een schitterend meteoor ont- leed, wiens staart 15 minuten lang zichtbaar bleef, en hij kwam tot het hesluit, dat de vallende ster uit gloeiend gas bestond, waarin hij magnesium, sodium en ijzer erkende. Wanneer men deze uitkomsten vergelijkt met de spectra"s der ko-
meten (zie hladz. 262), dan is dit een nieuw getuigenis ten gunste der theorie, welke aan al die verschijnselen een gcmeenschappelij- ken oorsprong toeschrijft. De eigenlijk genoemde vallende sterren zijn alleen door middel
van kijkers te benaderen; zulks is echter niet het geval met de bo- liden of vuurbollen, welke gewoonlijk tegelijk met de verschillende stroomen verschijnen. De eerste vraag, welke zich hier voordoet, is, of die boliden in-
derdaad van de vallende sterren verschillen, of dat zij tot dezelfde soort behooren, alleen met grootere afmetingen. Gewoonlijk vertoonen zich de boliden met schijnbaar groote mid-
dellijnen, soms bij vollen dag. Humboldt spreekt van eene bolide, die bij helderen zonneschijn zulk een schitterend licht bezat, dat de kamer, waarin zich de waarnemer bevond, er geheel door verlicht werd. Den 4d,n Maart 1863 vertoonde zich in Nederland, Duitsch- land. België en Engeland, een vuurkogel met zulk een krachtig licht, dat de waarnemers te verblind waren om de juiste richting aan te geven. Bij verschillende verschijningen van zulke meteoren, vergelijkt men ze dikwijls met den omvang van de Maan; zulks is echter gewoonlijk eene overdrijving, die veroorzaakt wordt door den sterken indruk, welken het onverwacht verschijnsel te weegbrengt. De kleur dier boliden is evenals die der vallende sterren zeer
verschillend: rood, blauw of groen. Men kan echter vragen, is dat ver- schil van kleur werkelijk in de bolide, of ligt zulks meer aan het oog van den waarnemer V Wanneer men eenige oogenblikken een hel wit licht beschouwt, schijnt het niet meer wit, maar wit- blauw. Van dit feit kan men zich overtuigen door een oogenblik |
|||||
|
287
|
|||||
|
in de Zon of in een sterk electrisch licht te zien. Kvenzoo is het van alge-
meene bekendheid, dat vele menschen geen onderscheid kennen tusschen bepaalde kleuren, terwijl anderen sommige kleuren steeds verwisselen, bijv. groen voor blauw aanzien en omgekeerd. Men ondervindt dan ook, dat de kleur van hetzelfde meteoor soms zeer verschillend wordt opgegeven. De groote vuurbol van den 3den Maart 1861, werd op 9 plaatsen blauw aangeduid, op ééne plaats groen en op 5 wit. Wat nu waar is valt moeidijk uit te maken. De vorm der boliden is meest schijfvormig rond en soms ook el-
liptisch. Zij vertoonen zich dikwijls in eene soort van nevel. Het schijnt, dat de eigenlijk gezegde meteoorsteen wel het kleinste deel van den vuurbol uitmaakt, niet zelden vliegen er kleine deelen van de vuur- massa af, die oogenblikkelijk verdwijnen. Eenige meteoren springen met een hevigen knal van elkander, en
laten hunne bestanddeelen op Aarde vallen. Bijna altijd laten zij lieh- tende staarten of sporen, of meer of minder lichtende wolken achter, die soms langen tijd na het verdwijnen eener bolide nog voortduren. Zoo verhaalt Krusenstern, dat hij de kleine wolk, veroorzaakt door eene bolide, gedurende een gansch uur heeft waargenomen. In den nacht van den 14<len Xov. 1808 nam Secchi er eene waar, die opeen- volgend de kleuren van den regenboog vertoonde, en wier spoor geruimen tijd in den vorm van een reusachtigen droppel achterbleef, rood van onder, en verschillend gekleurd in de andere gedeelten. De opeenvolging van verschillende kleuren toont waarschijnlijk den ver- schillenden graad van verbranding bij het verschijnsel of de verschil- lende chemische samenstelling. Naar alle waarschijnlijkheid verschillen de boliden niet van de val-
lende sterren dan alleen in omvang. De vallende sterren bestaan uit eene zeer geringe massa, welke zich door hunne snelle vaart door den atmospheer in gas oplost; de boliden behooren tot dezelfde soort, maar met grootere ma\'ssa, daardoor dringen zij verder in den dampkring, en daar zij hier weerstand ondervinden neemt ook hunne snelheid af. Wanneer de aantrekking der Aarde die snelheid overwint, komen zij op deze neder, dikwijls na eerst in stukken te zijn ge- sprongen. De aeroliten of luchtsteenen zijn dus van dezelfde soort als de boliden en de vallende sterren, zij hebben allen denzelfdcn oorsprong. Dit is ten minste een feit, dat zeer vele luchtsteenen gevallen zijn
tegelijk met de verschijning eener bolide. |
|||||
|
2HH
|
|||||
|
De meeste waarnemingen over de hoogte, waarop de vuurbollen
verschijnen en soms uiteenspatten, zijn zeer verschillend, men meet dien afstand met mijlen. Op zulk eene hoogte is echter de dicht- heid der lucht zoo uiterst gering, dat het moeielijk valt hunne zelf- ontbranding door de wrijving der luchtdeeltjes uit te leggen. Pois- son meent, dat de electriciteit de oorzaak is hunner verwarming en gloeiing, maar volgens de berekening van Reichenbach verkrijgt een meteoor, die met eene snelheid van 10 mijlen in de seconde de bo- veuste luchtlaag doorvliegt, eene warmte-ontwikkeling van 5178 gra- den, al heerscht er ook eene koude van 30 graden. De weerstand der lucht moet noodzakelijk een van elkander springen ten gevolge hebben. Wanneer een meteoor met eene snelheid van 10 mijlen in de seconde, op eene hoogte van 2\'2 mijl voortvliegt, heeft hij op de voorzijde een druk van 7700 pond op iederen vierkanten duim, en op eene driemaal grootere hoogte bedraagt de druk nog 300 pond. Zulk een druk nu kan een meteoor doorstaan, hoewel er vele voor- beelden bestaan, dat zij bij veel mindere snelheid en veel hoo- ger boven de Aarde, reeds van één springen. Dit punt is dus nog niet geheel en al duidelijk verklaard, evenmin als het verklaard is, hoe het komt dat meteoren in zulk eene fijne lucht hun knal op Aarde kunnen doen hooren; het geluid immers kan zich alleen voort- planten, wanneer de lucht genoegzame dichtheid bezit, en zulks is op eene hoogte van 7 tot 10 mijlen het geval niet. Des te opvallen- der zijn daarom de geweldige knallen van vele meteoren, die toch op zulke hoogten vanéén barsten. De neergevallen meteoorsteenen geven ons de gelegenheid om de
lichamen te betasten en te onderzoeken, die uit het verre wereldruim ons worden toegezonden, en leveren tevens een treffend bewijs voor de éénheid, welke er in de gansche schepping heerscht. Het onder- zoek toch heeft niet bevonden, dat de meteoren uit andere bestand- deelen zijn samengesteld dan die, welke wij op onze Aarde kennen. Tot nu toe heeft men er 22 elementen in ontdekt, hoewel in zeer van elkander afwijkende verbindingen, en van sommigen ontdekte men slechts sporen. Daubree heeft ze volgens hunne hoeveelheid in de navolgende orde geplaatst. In de eerste plaats ijzer, dat voorkomt óf als metaal, óf als sulphas, en in de zoogenaamde steenmeteoren komt het geoxydeerd voor. Vervolgens Magnesium, Si- liciuni (kiezel), Oxygenium (zuurstof), vooral in de steenmeteoren, |
|||||
|
289
|
|||||
|
Nikkel, Cobalt, Chromium, Manganesium, Titanium, Tin, Koper,
Aluminium, Kalium (potasch), Natrium (soda), Caleium, Arsenicum, Phosphorus, Nitrogenium (stikstof), Zwavel, Chloor, Koolstof, en eindelijk ook Waterstof. Men heeft aan de meteoren twee hoofdonderscheidingen gegeven:
wanneer ijzer (dat immer in verbinding met nikkel voorkomt) een hoofdbestanddeel in de massa is, noemt men ze Sideriten (van Sidy- ros ijzer), en is de steenmassa een hoofdbestanddeel, dan noemt men ze Asideriten (van a en sidyros, zonder ijzer). Lang heeft men gezocht om een onderscheidend kenmerk te ont-
dekken voor de meteoren, waardoor geene vergissing mogelijk was. Het eenige kenmerk, dat zekerheid geeft, is de nikkelverbinding, hoe- wel sommige meteoren geen spoor van ijzer- en nikkelverbinding toonen. Het ijzer, dat in sommigen voorkomt, is gedegen; zoo komt het op Aarde niet voor, daar het zich met de zuurstof van de lucht en het water tot oxyde of roest verbindt. Die meteoren komen dus van eene plaats, waar geen water en geen lucht is, en zijn dus van kosmischen oorsprong of wereldlichamen. In het jaar 1808 ontdekte von Widmannstatt, dat wanneer men geslepene of gepolijste stukken van meteoorijzer met salpeterzuur bevochtigde, er zich aanstonds eigenaardige lijnen vertoonden, welke elkander onder verschillende hoeken sneden. De ontdekking dier Widmann- stattsche figuren scheen in het eerste oogenblik een onbedrieglijk ken- merk voor meteoorijzer te geven, maar de bewijskracht is eene zuiver positieve en geene negatieve, want in elk geval waar die figuren zichtbaar werden, was de behandelde massa we! een meteoor; maar het niet verschijnen dier figuren was nog geen bewijs, dat de onder- zochte massa geen meteoor was, daar men bij sommigen geene dergelijke figuren kon ontdekken. Olbers vestigt de aandacht daarop, dat men tot nog toe geene fos-
siele meteoorsteenen heeft gevonden, zooals fossiele schelpen in de secundaire en tertiaire formatiën. Zou men daaruit moeten besluiten, zoo vraagt hij, dat er vóór den tijd, waarin de oppervlakte onzer Aarde hare tegenwoordige vorming heeft gekregen, nog geen meteoorsteenen vielen, daar er thans volgens Schreibers elk jaar een 7(X) tal meteoor- vallen plaats hebben. Het is echter niet onmogelijk en zelfs waar- schijnlijk, dat de meteoren bij de toenmaals heerschende temperatuur uiteen zijn gevallen en zich met onze Aarde vermengd hebben. In |
|||||
|
290
|
|||||
|
het vorige jaar, 1X71 , heeft men van de kusten van Groenland eene
menigte stukken meteoorijzer gebaald, waarvan de voornaamsten aan de musea van Stokholm en Copenhagen zijn afgestaan. Het grootste stuk woog ongeveer 42000 pond, velen werden gevon- den onmiddellijk op de basaltrotsen rustende, waarschijnlijk uit het miocene tijdperk: men merkte echter op, dat /.ij hij de over- voering naar Stokholm niet buitengewone snelheid verbrokkelden, en tot stof vervielen; eene bedekking met vernis was niet in staat ze te behouden, zoodat het voornemen bestaat ze in alcohol te bewa- ren. Zulk eene verbrokkeling is misschien de reden van het niet vin- den van fossiele meteoorsteenen. In de vooronderstelling van eenen ring zou het mogelijk kunnen zijn. dat deze zoo gelegen was, dat de Aarde op hare baan die vroeger niet ontmoette, maar dat door de storingen der planeten die ring zicli verplaatst had, zoodat de Aarde hem thans snijden moet, en volgens de theorie van Schiaparelli, dat die zwer- men uit het heinelruim komen, zou men kunnen aannemen, dat in dergelijke, ver verwijderde tijdperken zulke stroomen nog niet binnen de aantrekkingsfeer van onze Zon gekomen waren. Wat er van zij, veel blijft er over die meteoren nog te vragen, waarop men het juiste ant- woord nog verschuldigd blijft. "Hoe onaangenaam het ook is", zegt Prof. Kaiser, "zijne onwetendheid te moeten belijden, blijft ons echter tot de vallende sterren geen anderen uitweg over."\' Wanneer wij nu op het behandelde terug zien, dan trekken wij
alles, wat de nieuwste wetenschap ons over de meteoren leert, in de volgende drie punten te zanien: 1. De vallende sterren, welke ééne soort uitmaken met de vuurko-
gels en meteoren, toonen dat zij zich evenals de planeten of kometen om de Zon bewegen en dus tot ons zonnestelsel behooren. 2. De staart der vallende sterren en der vuurbollen, maar vooral
hunne snelle en waarschijnlijk zeer uitmiddelpuntige beweging wijzen op eene groote overeenkomst met de kometen. \'ó. De zwaarte en de phvsieke gesteltenis der meteoren echter geven
hen meer overeenkomst met de planeten, want al is de grootste der vuurkogels 4<HH> maal kleiner dan de kleinste der planetoïden, is echter de grootste der planetoïden minstens 10,000 maal kleiner dan Merenrins, de kleinste der planeten. |
|||||
|
III.
|
|||||
|
HET ZODIAK AA LLICHT.
Het Zodiakaallicbt in de verschillende streken onzer Aarde gezien. Waarschijnlijk be-
staan van eenen lichtenden ring tusschen de Zon en de Aarde. Wanneer men in de maanden Februari, Maart, en April, kort na
zonsondergang, den westelijken horizon beschouwt, ziet men eene breede lichtsehemering in den vorm van een kegel schuin op den hori- zon staan. Die schemering noemen de sterrenkundigen, het Z o d i a k a a 1- of Dierenriemslicht, omdat het zich aan den hemel steeds vertoont in de streek van den Zodiak of dierenriem. Wanneer men niet gemeen- zaam is met eene nauwlettende waarneming van den hemel, zou men het kunnen verwarren met de avondschemering, soms ook met een gedeelte van den melkweg of het noorderlicht, een opmerkzaam waar- nemer kan er zich echter niet in vergissen; de driehoekige of liever de kegelvorm van dien lichtbundel en zijn schuine stand op den hori- zon maakt het tot een opmerkenswaardig voorwerp onzer beschouwing. Plaat XLII geeft er eene afbeelding van. Wanneer de dagen langer worden en tevens ook de avondsche-
mering, verdwijnt het Zodiakaal licht, ten minste het wordt voor onze streken onzichtbaar. Dicht bij de Herfstequinoxe vertoont het zich weder des morgens vóór zonsopgang aan den Oosterhemel, vooral in September en October. wanneer ook de morgenschemering kort is; echter heeft men dat licht onder gunstige omstandigheden, met een helde ren hemel zonder maneschijn en ook wel op andere tijdstippen des jaars in |
|||||
|
I
|
|||||
|
M
e:-
|
|||||
|
292
|
|||||
|
onze stroken waargenomen. Chacornac zag het te Parijs in Ja-
nnari en Februari en in December te Lyon, hoewel de groote steden om hare verlichting niet geëigend zijn het gemakkelijk waar te nemen. De oorzaak waarom het vooor eenigen tijd in onze streken on-
zichtbaar is, ligt niet alleen in den dnur en de kracht van de avond- of niorgenscheiiiering; maar omdat de as van den kegel, waarin zich dat licht vertoont, ongeveer in de richting van den zonsweg geplaatst is, verschilt ook de stand, welken die kegel op den horizon in- neemt , en daaruit verklaart men, waarom het op sommige tijden beter waar te nemen is dan op anderen, want het staat dus meerder of minder schuin op den horizon. Minnen de keerkringen is die schuinsche richting zeer gering, zoodat het soms rechtstandig ten hemel rijst. Daarom, en ook om de helderheid en zuiverheid van den hemel, schittert het daar in voor ons ongekende pracht. In de tro- pische gewesten is het gedurende het gansche jaar zichtbaar. De glans, waarin het zich vertoont, kunnen wij vergelijken met de
schittering van den Melkweg, of met den staart van eenige kometen. Door die lichtschemering heen zien wij de sterren fonkelen, hoewel Chacornac beweert, dat sterren van de twaalfde en dertiende grootte door den glans van het Zodiakaallicht verdwenen. De glans, waarmede het straalt, schijnt echter aan periodieke wisselingen onderhevig te zijn, men heeft zelfs tegenover het Zodiakaallicht eene soort van weer- schijn, en zelfs vertakkingen over een groot deel van den hemel opgemerkt. De kleur van dit licht is gewoonlijk niet zuiver wit, zooals van
den Melkweg, maar vooral aan den horizon roodachtig geel; al- dus namen Arago en andere sterrenkundigen het in 1843 waar, terwijl Derham het reeds in 1707 als zoodanig had beschreven. De waarnemingen hebben ons geleerd, dat de uiterste spits van
de kegelvormige lichtschemering soms meer dan 90 graden van de Zon verwijderd is, zoodat daaruit volgt, dat de lengte zich uitstrekt tot voorbij de baan van onze Aarde. Dat de vorm, waarin dat licht zich aan ons oog vertoont, schijnbaar
en niet de ware is, daarover bestaat geen twijfel. Moeielijker echter blijft het te beslissen, of men inderdaad te doen heeft met een vlak- ken lensvormigen ring van den uitgezetten zonneatniosphecr, of met een grooten, vrijzwevenden en lichtenden ring van nevelstof. |
|||||
|
293
|
|||||
|
Dat het Zodiakaallicht geen meteorologisch verschijnsel is \', is zoo
goed als zeker, want de invloed ervan op de dagelijksche beweging onzer Aarde, de zichtbaarheid van dat verschijnsel op ver van elkander verwijderde punten der Aarde en de bijna bestendige richting langs de ecliptica, dit alles geeft genoegzame zekerheid, dat de oor- zaak, welke dat verschijnsel teweegbrengt, buiten onzen dampkring in de ruimte des hemels is gelegen. De waarschijnlijkste verklaring is, dat het Zodiakaallicht een platte
nevelachtige ring is, welke de Zon op zekeren afstand omringt, want \'t is opmerkelijk, dat als men de as van den lichtkegel onder den horizon verlengt, deze immer door de Zon gaat. Eerst meende men, dat de stand van bet licht met de middellijn der Zon overeenkwam, maar het schijnt zekerder, dat die stand overeenkomt met het vlak van de aardsche loopbaan of van de ecliptica, hoewel Heis in Munster, en Joncs in Japan, door gelijktijdige waarnemin- gen, tot de overtuiging zijn gekomen, dat de as van den lichtkegel met de ecliptica een kleinen hoek maakte. Nieuwere waarnemingen hebben aangetoond, dat de lengte van de
groote as van het Zodiakaallicht verschillend is, grooter of kleiner volgens zekere tijdperken. Zulks kan op twee wijzen verklaard wor- den: door te vooronderstellen, dat de vorm van dien ring ellip- tisch is, ofwel, wanneer hij cirkelvormig is, dat zijn stand met de Zon excentrisch is, dat wil zeggen, dat zijn middelpunt niet samenvalt met het middelpunt der Zon. De oorsprong van de natuur dier lichtende massa is moeielijker te
verklaren. Mairan wilde in de vorige eeuw beweren, dat het eene uitzetting van den dampkring der Zon was, die in de wentelende be- vveging van dat hemellichaam deelde, en daardoor het Zodiakaal-en het noorderlicht veroorzaakte. Die theorie is echter tegenwoordig niet meer vol te houden, want
men weet thans met zekerheid, dat het noorderlicht een elektrisch ver- schijnsel is, en overigens is het niet mogelijk, dat de zonneatuiosphecr zich zoover kan uitstrekken; op zijn meest kan die uitbreiding plaats 1 De Brttck, over wiens theorie wU in het vorige hoofdstuk verslag gaven, wil
bewijzen, dat het Zodiakaallieht z(jn oorsprong heelt uit het magnetisme der Aarde. Het wordt volgens hem voortgebraeht door de magnetische stroomen, die in de eqna- toriale streken opstijgen naar de hoogere gewesten van onzen dampkring. Die elek trisclie ladingen spelen daar een groote rol in alle meteoorversehjjningen. |
|||||
|
294
|
|||||
|
hebben tot op 0,436 gedeelte van den Mercurius afstand, want ver-
der zou de middelpuntvliedende kracht sterker zijn dan de aan- trekkingskracht der Zon, en daarvan zou het gevolg zijn, dat die deelen öf samenhangende planeten-massa\'s moesten vormen öf als een samen- hangende ring een zelfstandigen omloop zouden verkrijgen. Dit laatste nu kan werkelijk het geval zijn, zoodat deze meer aangenomen hy- pothese verkondigt, dat het Zodiakaallicht gevormd wordt door on- telbare vaste maar kleine lichamen, geheel overeenkomstig niet de meteoren, boliden en luchtsteenen: van elkander afgescheiden wentelen zij met eene gelijkvormige beweging rondom het middelpunt van ons stelsel. Het licht van dien ring zou dan in die vooronderstelling veroor-
zaakt worden door de opeenhooping van die stralende punten, die op (nis het zonlicht terugkaatsen; daardoor wordt dan ook de meerdere of mindere kracht van het licht op verschillende tijdstippen verklaard; men behoeft dan maar aan te nemen, dat de dichtheid van dien ring niet in zijne gansche uitgestrektheid dezelfde is, en dat, door de be- weging onzer Aarde om de Zon, wij dan eens meerdere dan eens min- dere dichte deelen zien. Den 21sten Augustus 1871 maakte Galliard in de Fransche Academie eene waarneming bekend, welke hij op Guadelonpe had gedaan, namelijk dat de zonneuitstraling in juiste overeenstemming is met de meerdere of mindere dichtheid van het Zodiakaallicht, hetwelk eene soort van scherm is, dat een gedeelte der uitgestraalde zonnewarmte tegenhoudt; een groot aantal therinometrische waarnemingen, vergeleken met de waarneming van de schijnbare dicht- heid van het Zodiakaallicht, brachten dit feit buiten twijfel. Dus hoe sterker Zodiakaallicht hoe minder warmtegraad en omgekeerd. Maar waarom, zou men kunnen vragen, ziet men dan het Zodiakaal-
licht niet ten tijde van totale zonsverduisteringen ? Omdat het zou- licht , dat in den dampkring verspreid is, sterker is dan het licht der volle Maan, overschitlert zulks het zwakke Zodiakaallicht. Deze theorie heeft bij de zonsverduistering van den lJden December 1871 eene zekere bevestiging gekregen door de waarneming, dat de lichtende kroon of straalkrans, welke men gewoonlijk bij zonsverduisteringen waarneemt, eene stof is, zich verder uitstrekkende dan de dampkring der Zon; men is die waarneming aan Jansen verschuldigd, die op de kust van Malabar de verduistering waarnam. Daardoor zoude er overeenkomst bestaan met de vallende sterren,
|
|||||
|
■>9f>
|
|||||
|
kometen, enz. \'t Zou dus een stroom meteoren zijn, die langzaam naar
de Zon trekt, evenzoo krijgt daardoor de theorie over de voeding der zonnewarmte (zie bladz. 4S) door den val van meteoren eene zekere bevestiging, wanneer men ten minste de bron der zonnewarmte niet uitsluitend aan zulk een nieteoorval toeschrijft. Sommige geleerden, zooals Heis, meenden in 18f>(j, dat het Zodiakaal-
licht veroorzaakt werd door een neveiling, welke zich tusschen onze Aarde en de Maan bevond, Jones kwam ook tot die meening. Latere waarnemingen door Heis en Schmidt gedaan, kwamen echter niet die hypothese niet overeen, vooral niet met de vooronderstelling, dat die ring eigen licht bezat; volgens Liais geeft het Zodiakaallicht geen spoor van polarisatie, waaruit dus zou volgen, dat de stof, waaruit die ring bestaat, eigen licht bezit, ofwel uit afzonderlijke niet samenhangende lichamen bestaat, die ieder voor zich het zonlicht terugkaatsen. Na deze korte uiteenzetting van liet Zodiakaallicht kunnen wij ein-
digeu met de opmerking, dat zoolang de verschillende waarnemingen en hypothesen zoo uiteenloopende zijn, het zeer gewaagd is zich op eene beslissende wijze voor de eene of de andere te verklaren, voor- alsnog blijven dus de kometen en vallende sterren een raadselachtig verschijnsel. |
|||||
|
«
|
|||
|
TWEEDE DEEL
|
||||||
|
EERSTE BOEK.
|
||||||
|
DE VASTE STERREN.
Wanneer wij ons een kring verbeelden, niet de Zon als middel-
punt, maar een kring, wiens omtrek dertigmaal verder van zijn middelpunt is verwijderd, dan de afstand van onze Aarde tot de Zon bedraagt, dan zal die kring, met uitzondering der kometen, al de hemellichamen bevatten, welke wij tot nu toe beschouwd hebben; want binnen dien kring volbrengt de laatste der bekende planeten, Neptunus, haar loop om de Zon. Zulk een denkbeeldige kring komt onze ver- beelding ter hulp bij de beschouwing der afmetingen van ons zonnc- stelsel. Gaan wij thans verder, verdrievoudigen wij eens den straal van
dien opgenoemden cirkel, dat wil zeggen, verbeelden wij ons een eir- kel, wiens straal honderdmaal grooter is dan de straal van onze aardsche loopbaan, dan verkrijgen wij een cirkel met eene middellijn van ongeveer 4000 millioen geogr. mijlen. Eene ruimte, binnen zulk een cirkel besloten, wordt zeer moeielijk door ons begrip bevat; een kanonskogel zou, steeds dezelfde snelheid behoudende, bijna 2000 jaar noodig hebben om den weg langs de middellijn van zulk een cirkel af te leggen, terwijl het licht, niettegenstaande het eene sncl- heid bezit, waarvan wij ons geen denkbeeld kunnen vormen, name- lijk 40.000 mijlen in eene seconde, toch nog 28 uren zou behoeven om dien afstand te doorloopen. En toch zullen wij weldra zien, dat zulk een verbazende omvang,
wanneer wij dien vergelijken niet de afmetingen, welke wij in het 20
|
||||||
|
298
|
|||||
|
wijduitgestrekt heelal met eigen blik omvatten kunnen, tot een nietig
punt ineenkrimpt. Immers van die ontelbare zonnestelsels wier centraal- bollen wij in de vaste sterren in de diepte der hemelen waarnemen, is het dichtste dat bij het onze is gelegen, toch nog 2000 maal verder dan de lengte van den straal van den zoo even beschreven denk- becldigen cirkel, zoodat het licht van de naastbijzijnde zon of vaste ster bijna 4 jaren noodig heeft om tot onze Zon door te dringen. Het scheen dus, dat men gcene hoop mocht koesteren om, zelfs met de machtigste telescopen, eenige physischc bijzonderheden van die zoo ver verwijderde hemellichamen waar te nemen, maar de verbazende vooruitgang der wetenschap heeft door scherpzinnige methoden en kun- stig uitgedachte werktuigen het middel gevonden om belangwekkende verschijnselen te bespieden. Langzamerhand is men tot de kennis ge- komen van de samenstelling van het zichtbare heelal. De verdeeling der sterren, hunne groepeeringen en bewegingen, de kracht en de kleur van hun licht en vele andere bijzonderheden zijn voor de sterren- kunde van de hoogere streken des hemels van het hoogste gewicht. Sinds de laatste jaren vooral heeft men een probleem opgelost, dat vroeger onoplosbaar scheen; want nooit toch, meende men, zou het mogelijk zijn iets over den physieken toestand, over de bcstanddeelen dier hemellichamen, te kennen; de ontdekkingen der laatste jaren be- schaamden die moedeloosheid, want door de toepassing der spectraal- analyse op het sterrenlicht heeft men den opgevangen lichtstraal tot een bode gemaakt, die ons mcdcdeclingen doet over het huis, waar hij is uitgegaan. Ziedaar dus de vraagstukken, wier beantwoording wij thans zullen
geven; ziedaar het onmetelijke veld, dat wij met onze gedachten zul- len binnendringen. Tot nu toe hebben wij ons, om zoo te spreken, slechts in eene enkele streek dier hemelruiinte opgehouden, in eene streek, die reeds zoo groot was, dat hare afmetingen ons verbaasden, maar in eene streek, die met betrekking tot het geheel zoo klein is, dat zij verdwijnt als een enkel punt in de onmetelijkheid. De kennis echter, welke wij reeds opgedaan hebben over het stel-
sel, waartoe onze Aarde behoort, zal ons tot groote hulp zijn in de beschouwing van de andere streken des hemels. |
|||||
|
2f>0
I.
De vaste Sterben. § 1. Tinteling der sterren, theorie van Arago en Beapighi. — Verschil met de
planeten. — Verdeeling der vaste sterren. — Getal zichtbaar niet het bloote oog en niet den telescoop. —■ Eigen licht der vaste sterren. — Fundainentaalsterren. Heerlijk en wondervol is de beschouwing van den sterrenhemel,
die in een helderen nacht boven onze hoofden welft. Zoovele sterren daar schitteren, zoovele wereldstelsels met hunne centraalbollen en ondergeschikte lichamen wentelen daar langs onmeetbare banen in het onpeilbaar ruim des hemels. Hoe groot moet Hij wel zijn, die al die ontelbare werelden heeft geschapen, hun loop regelt en wiens machtige hand ze binnen de bepaalde banen houdt! En wat is de Aarde, die wij bewonen, vergeleken bij het firmament. Als zij ver- nietigd werd, zou haar verdwijnen in het wijdomvatteud heelal even- min worden opgemerkt als ecne enkele zandkorrel langs het zeestrand voortgejaagd. Wat anders zijn al de planeten van ons stelsel dan stof- jes gelijk, die in de zonnestralen spelen. Heerlijk en wondervol is de beschouwing van den sterrenhemel, en
toch, hoe wondervol en rijk het uitspansel boven onze hoofden is, de sterrenhemel kent zijne eigene schoonheid niet; de mensch alléén, door God met cene denkende ziel geschapen, heeft veel hoogere waarde dan die ontelbare stralende wereldbollen, die zich zelve niet kennen. Gebruiken wij dan die edele gave om, geleid door de wetenschap,
met onzen geest in die eiudelooze diepte door te dringen, waar geene duisternis heerscht, maar millioenen zonnen hun licht uitstralen, om zoodoende den grooten Schepper van \'t heelal meer en meer uit zijne werken te leeren kennen. Wat leert ons een eerste blik op den sterrenhemel ?
Een eerste kenmerk, dat aan alle vaste sterren gemeen is, zien wij in
die onophoudelijke en snelle lichtafwisseling, welke wij het tintelen of fonkelen der sterren noemen. Gewoonlijk gaat dat verschijnsel verge- zeld met snelle veranderingen in de kleur, zooals wij soms niet het bloote oog aan de heldere ster Sirius kunnen waarnemen; daaraan kunnen wij eene planeet van ecne vaste ster onderscheiden, wanneer 20*
|
||||
|
300
men niet gemeenzaam is met de sterrenbeelden, want de planeten
fonkelen niet of zeer weinig; alleen neemt men er soms iets van waar bij Mercurius en zeldzaam nog bij Venus en Mars. Vroeger heeft men zich voel moeite gegeven dat verschijnsel weten-
schappclijk te verklaren. Arago was een der eersten, die er eene be- paalde theorie over verkondigde, en de verklaring daarvan zocht bij in de interferentie van het licht \'. Respighi komt in de hoofdoorzaak, namelijk de breking van den
lichtstraal, met Arago overeen, echter wil hij deze meer toeschrijven aan de wenteling, welke de dampkring met de Aarde maakt, tusschen ons oog en de waargenomene ster; want toen hij het spectrum eener ster, welke aan den horizon stond, onderzocht, bemerkte hij, dat het doorloopen werd door zekere dwarsstrepen geheel evenwijdig met de gewone strepen van het spectrum. Wanneer hij eene ster onderzocht, hooger boven den horizon, dan waren de loopende strepen van het spectrum veel schuiner, zoodat zij bij eene ster van 45 graden hoogte in plaats van vertikaal, zooals aan den horizon, dan horizontaal waren. In het Westen was de beweging dier stre- pen juist tegenovergesteld aan de beweging, welke zij hadden in het Oosten, zoodat er voor die fonkeling gcene andere oorzaak gezocht kon worden, dan de gelijkmatige beweging van den dampkring, die in het Westen en Oosten geheel aan elkander tegenovergesteld is: in het Westen immers rijst de dampkring naar het Zenith, in het Oosten daalt hij. Wat er van zij, de breking van den lichtstraal in de verschillende
lagen van den dampkring is de oorzaak der tinteling. Een duidelijk voorbeeld hiervan zien wij, wanneer wij over eene verwarmde plaat heen op een enkel punt staren, dan schijnt dit ook in eene trillende beweging te zijn, voortkomende uit de breking van den straal uit dat punt in de opstijgende verwarmde luchtdeeltjes. Omdat de planeten zich niet aan ons oog voordoen als punten,
maar als lichamen niet eene merkbare middellijn, tintelen zij niet zooals de vaste sterren, die slechts puuten zijn, en van welke dus de minste beweging in den lichtstraal eene plaatsverandering te weeg brengt. |
|||||||
|
1 Interferentie van het licht is die eigenschap, wanneer, door de samenkomst of
kruising van twee lichtstralen, nu eens een sterker, dan weder een minder licht, ja iselfs volkomene duisternis wordt te weeg gebracht. |
|||||||
|
\\
|
|||||||
|
301
|
||||||
|
Carlini beeft opgemerkt, dat, toen hij met zijn grooten meridiaan-
kijker den doorgang van de Poolster waarnam, hij de zonderlinge verschijning opmerkte niet alleen van eene heen en weder flikkering, die 10 tot 20 seconden hoekbeweging bedroeg, maar zelfs eene dceling in de ster, zoodat hij twee heelden zag. Brandes verzekert ook, dat hij in zijn heliomctcr \', vooral op zeer
warme dagen, dnhhcle heelden der zonnevlekken waarnam. De oor- zaak van zulke verschijnsels ligt duidelijk in den dampkring. Bij vorst, met helder weder neemt men soms eene buitengewone
tinteling der sterren waar, welke men dan toeschrijft aan de me- nigte fijne ijsnaalden, die in den dampkring zweven. Een ander eigenaardig kenmerk der vaste sterren is, dat men bij
geen enkele eenige middellijn kan waarnemen; de planeten ver- toonen zich in kijkers met meetbare middellijnen, maar hoe machtig ook de kijker is, welke men gebruikt, de vaste sterren vertoonen zich nooit anders dan als lichtende punten, zonder eenige andere af- meting. De oorzaak hiervan is de verbazende afstand, welke ons van die hemellichamen scheidt, zoodat hunne middellijnen, hoe groot ook, toch tot één punt samenkrimpen. Wanneer de helderste der vaste sterren, Sirius namelijk, zich voor ons vertoonde met cene schijnbare middellijn van \' .„ gedeelte eener seconde, dan zou dit, om den af- stand, wijzen op eene middellijn meer dan 13 maal grooter dan die der Zon, die, zooals wij weten, 112 maal grooter is dan de middel- lijn van onze Aarde. Dat onwaarneeinhare van eenige afmeting is echter niet altijd een
kenmerk om de planeten van de vaste sterren te onderscheiden. »Som- mige planeten toch vertoonen zich zelfs in de grootste kijkers als een- voudige punten. Een eigenaardig kenmerk echter, waarin men zich niet kan bedriegen, en waardoor men immer de vaste sterren onder- scheiden kan van de hemellichamen van ons zonnestelsel is hunne |
||||||
|
1 Heliometer of Zongmeter ia een werktuig, dat oorspronkelijk diende om de mid-
dellijn van de Zon te meten; maar na de grootere volmaaktheid, welke dat werktuig door Praunhofer verkreeg, gebruikt men het thans ook om uiterst fijne hoeken en afstanden aan dim hemel te meten. Het bestaat uit een kjjker, wiens voorwcrpglas midden door is gedeeld en dus twee beelden geeft; beide gedeelten zijn beweegbaar, en de beide beelden kunnen dichter of verder van elkander gebraeht worden; daar mede nu meet men middellijnen of kleine afstanden en bewegingen. |
||||||
|
302
|
|||||
|
schijnbare onbeweeglijkheid en de schijnbare vaste stand, waarin zij
zich steeds met betrekking tot elkander vertoonen. Vandaar ontvingen zij den naam van vaste sterren; terwijl men de lichamen van ons stelsel met den naam van Planeten of d waalsterren bestempelde, omdat een enkele nacht dikwijls genoegzaam is om hunne verplaat- ging aan den hemel waar te nemen, terwijl de stand van de vaste sterren onveranderlijk scheen. Later zullen wij zien, dat de naam vaste sterren geene gepaste aan-
duiding is voor lichamen, die zich bewegen op hunne banen met eene snelheid, welke niet onderdoet voor de snelheid van de lichamen van ons zonnestelsel; de afstand alleen is de oorzaak van dien schijnbaren vasten stand. Iedereen bemerkt, wanneer hij den blik slaat op den sterrenhemel,
het groot verschil in den glans der sterren. Sommigen schitteren reeds aanstonds na den ondergang der Zon; anderen zijn veel flauwer van licht, zoodat zij alleen voor een scherp oog zichtbaar zijn, terwijl de meesten enkel door kijkers zijn waar te nemen. Hoewel men de oor- zaak van die meerdere of mindere schittering voor eene bepaalde ster niet kan aangeven is het toch duidelijk dat zulks voortkomt uit be- kende oorzaken; de grootere of kleinere afstand, de ware meerdere of mindere grootte, de eigene lichtkracht, veroorzaken den voor ons meer- deren of minderen glans der sterren Zonder op de oorzaken acht te geven, welke die meerdere of mindere lichtkracht te weeg brengt, heeft men de sterren volgens dien schijnbaren glans in verschillende klassen verdeeld; men heeft namelijk eene verdecling gemaakt van sterren der eerste grootte af, tot aan sterren der 1(3 of 17 grootte toe. De sterren der G eerste grootheden zijn alleen met het ongewapend oog zichtbaar. Een nauwkeurige maatstaf om ze in eene bepaalde klasse te tellen bestaat er echter niet; de nieuwere wetenschap heeft ons wel het middel aan de hand gegeven om het licht der vaste sterren rechtstreeks te meten, maar dergelijke photometrische metin- gen beeft men nog niet niet goed gevolg op de Massificatie der vaste sterren kunnen toepassen (zie over den photoincter bladz. 11J8). In het algemeen neemt men voor regel, dat iedere volgende klasse ster- ren bevat, die viermaal minder lichtkracht bezitten dan die der voor- gaande klasse. Omdat alle sterren van dezelfde klasse niet dezelfde lichtkracht
bezitten, heeft men, om ze te kunnen onderscheiden, onderdeden van |
|||||
|
303
|
|||||
|
die klassen aangenomen, welke men aanduidt door tiende deelen, bijv.
1,1: 1,2: 1,3: 1,4: 2,1 enz. Het getal der vaste sterren is in den volsten zin des woord ontel-
baar, want naarmate de maclit des kijkers grooter is, vertoonen zich nieuwe zonnen en werelden aan den ver doordringenden blik, en in eindelooze opvolging schitteren de reien der sterren in de diepten des hemels, en daar waar onze telescoop niet meer doordringt, plaatst ons verstand nieuwe werelden, zoodat die ruimte eindeloos is. Niettegenstaande het verbazend getal vaste sterren schijnt toch. ge-
woonlijk het aantal sterren, dat met het ongewapend oog zichtbaar is, veel grooter te zijn dan het in der daad is. Bij eene oppervlakkige waarneming van den sterrenhemel, zou men meenen, dat die lich- tende punten, waarmede het hemelgewelf bezaaid is, ontelbaar zijn, en dat zij millioenen en millioenen in getal zijn; daarin bedriegt men zich echter, de sterren voor het bloote oog zichtbaar, zijn niet zoo talrijk als men wel zoude meenen. De waarnemers, die zich de moeite gegeven hebben eene nauwkeurige telling te doen, van de voor het ongewapend oog zichtbare sterren, brengen dat getal niet verder dan ongeveer 3000 voor het halfrond, dat men voor oogen heeft, dat is ongeveer GOOO voor den ganschen hemel. De juistheid van zulk eene telling kan men ecnigszins nagaan, wanneer men een bepaald gedeelte van den hemel waarneemt, en de sterren telt, welke zich bijv. in het vierkant van den Grooten Heer of van Orion bevin- den, en uit zulk een gedeelte besluit men dan tot het gansche half- rond. Argelander heeft in zijn heerlijken atlas van den noordelijken sterrenhemel 5876 sterren aangeteekend, welke volgens hem in een jaar zichtbaar zijn voor het bloote oog; wij weten dat Argelander bekend is om zijn scherp gezicht. De nieuwe atlas van Heis, die de sterren aanteekent van de eerste
tot en met de zevende grootte, bevat er 2000 meer, welke hij als zichtbaar opgeeft. Wat er van zij, dat de gewoonte om den sterrenhemel waar te
nemen en de helderheid van den dampkring op dat getal van grooten invloed is, laat zich gemakkelijk begrijpen. Wondervoller wordt echter het schouwspel, dat zich aan onzen blik
vertoont, wanneer wij het oog aan een goeden telescoop plaatsen: dan zien wij die verbazende getallen, welke onze verbeelding ons voorspiegelt. |
|||||
|
304
|
||||||
|
Argelander heeft in zijn atlas, waarin hij sterren opneemt tot
van de 10d(> grootte, 324,108 sterren aangeteekend. Eene beschouwing van de verschillende klassen, waarin hij ze optelt, leert ons, dat tel- kens de volgende klasse, viermaal zooveel sterren bevat, dan de klasse van de voorafgaande grootheid; hij telt bijv. 10 sterren van de eerste grootte, 37 van de tweede, 130 van de derde en 237,131 van de negende grootte. Wanneer wij nn die opklimmende orde zou- den volgen tot aan de 17 grootte, welke sterren door den grooten kijker van Hersehel nog zichtbaar waren, dan verkrijgt men 617 mil- liocn voor onzen Noorderhcmel; het dubbele daarvan, 1234 millioen, stelt ons dus het gezamelijk getal sterren van den ganschen hemel voor oogen; hoewel het zeker is, dat zidk een getal zeer verre be- neden de werkelijkheid is, want een aantal vlekken aan den hemel, die voor zwakke telescopen slechts eene lichtscheinering schijnen, worden in groote telescopen in millioenen sterren ontbonden, en men ontdekt duizenden zulke vlekken in de diepte van het heinelruim; ontelbaar dus als het zand aan den zeeoever zijn de sterren des hemels. Dat de vaste sterren zonnen zijn, die even als onze Zon met
eigen licht bedeeld zijn, is thans aan geen twijfel meer onderhevig. Het Aan de Zon afstralende licht bezit zekere eigenschappen, welke het verliest, wanneer het eerst op andere lichamen valt, zooals op de Maan of de planeten, en van daar tot ons terugkaatst. In zulk een toestand noemt men het gepolariseerd licht, en is geheel onderscheiden van het niet gepolariseerde licht, dat rechtstreeks uit de lichtbron voortkomt; welnu alle vaste sterren bezitten, zooals uit het onder- zoek met den polariscoop \' blijkt, niet gepolariseerd licht, evenals onze Zon, en stralen dus in eigen licht. De spectraal-analyse levert een tweede bewijs dat de vaste sterren
met eigen licht stralen, want de spectra\'s van alle door de Zon ver- lichte hemellichamen zijn in het algemeen zeer overeenkomende, en liet teruggekaatste licht doet zich duidelijk als zonlicht kennen, maar de spectra van de vaste sterren zijn in den grond verschillend van die onzer Zon. Later komen wij meer uitvoerig op die spectraal- onderzockingen terug. Wanneer wij overigens den verbazenden afstand bedenken, waarop
|
||||||
|
1 Zie over den polariscoop. bladx. 264.
|
||||||
|
305
|
|||||
|
die hemellichamen zich van de Zon bevinden, dan begrijpen wij ge-
makkelijk de onmogelijkheid om van de Zon dat stralende en fonke- lendc licht te kunnen verkrijgen, hetwelk zij bezitten. Eene enkele ster, werpt immers volstrekt geen lichtglans op onze Aarde, evenmin zou onze Zon, die voor de vaste sterren slechts een lichtend punt is, eenigen lichtglans aan die hemellichamen kunnen mededeelcn. Wollaston beeft door nauwkeurige photometrische onderzoekingen
gevonden, dat het licht van onze Zon staat tot het licht van Sirius, die de helderste der vaste sterren is, als 20,000 millioen tot 1. Wanneer nu onze Zon op den afstand van Sirius onze Aarde bestraalde, zouden wij er even weinig licht van erlangen, als thans van Sirius. Vroeger hebben wij het middel reeds verklaard, waarmede men den
stand van een hemellichaam bepaalt, den afstand van het voorjaars- evennachtspunt, noemt men Ascensio Recta, rechte opklim- ming (R. A.), en den afstand van den hemel-aequator noemt men de deel i nat ie (D). of afwijking eener ster, en door die beide plaats- bepalingen kent men met nauwkeurigheid den stand van het hemel- lichaam; omdat echter dat voorj aars-evennachtspunt door niets aan den hemel wordt aangeduid, kan men ook niet rechtstreeks uit dat punt den afstand meten, maar men moet een ander middel gebruiken. Men neemt de Zon waar, wanneer die op den 21sten Maart in het
voorjaars-evennachtspunt staat, dat is, wanneer het middelpunt der Zon juist in den hemel-aequator staat, nu neemt men het aantal uren of minuten waar, waarop eene vaste ster later ook den meri- diaan doorgaat, en dan kent men den afstand van die ster tot het evennachtspunt, één uur later is gelijk met een afstand van 15 graden aan den hemel, bijv. in het jaar 1872 nam men waar, dat de ster Alpha uit het sterrenbeeld Andromeda 7 seconden later den meridi- aan doorging dan de Zon, daaruit volgde nu dat die ster OM\' 45" van het evennachtspunt afstaat. Op die wijze heeft men op verschillende lengtegraden den juisten
afstand bepaald van vele heldere sterren, en deze dienen nu tot uit- gangspunt om de rechte opklimming van andere hemellichamen te bepalen. Men noemt zulke sterren F u n d a m e n t a a 1- of Gr o n d s t e r r e n. Omdat echter dat evennachtspunt, waaruit de lengte geteld wordt,
elk jaar iets verschuift, verschilt ook elk jaar de lengte van die fun- damcntaal sterren. In het derde deel zullen wij dat verschil in het evennachtspunt uitvoerig verklaren. |
|||||
|
30G
|
|||||
|
II.
De Sterrenbeelden. § 1. Algemeen overzicht. — Benamingen en gewaande oudheid van den Dieren-
riem. — Hypothese van Laplace, Dierenriem van Denderah. — Circuinpolair- sterren. — Beweging der Sterrenbeelden en stand op verschillende tyden. — Beschrijving der Sterrenbeelden rondom de Poolster. Eer wij de verschillende verschijnselen beschrijven, welke de
sterrenhemel ons aanbiedt, en voordat wij, voor zooverre het ons gegeven is, doordringen in de diepte van het hemelruim om de won- dervolle samenstelling en grootheid te omvatten, is het echter hoogst nuttig zich eenigszins bekend te maken met de groepeeringen, waarin de sterren zich aan ons oog vertoonen. Omdat de bewegingen der zoogenaamde vaste sterren zoo uiterst langzaam voor ons oog geschie- den, volgt hieruit, dat de groepen of beelden, waaronder men ze voorstelt, langen tijd dezelfde figuur behouden, en daardoor alleen is het mogelijk geworden in die schijnbare verwarring van die ontelbare lichtende punten te recht te komen. Reeds in de vroegste tijden verbond men verschillende bij elkander
staande heldere sterren door lijnen, aan welke groep men overeen- komstig de figuur, welke zij dan maakte, soms geheel willekeurig een bepaalden naam gaf. Zulk eenc groep nu noemde men C o n- stellatie of Sterrenbeeld. De oorsprong van die namen verliest zich in de verste oudheid.
In het bock Job vinden wij reeds gewag gemaakt van de Pleiaden, de Hyaden, Orion, Arcturus, enz. Het is zeker, dat de benamin- gen der 48, reeds aan de ouden bekende, sterrenbeelden in innig verband staan met hunnen godsdienst. Attributen hunner Goden, dieren, welke zij als geheiligd hielden, helden en mannen, die zich door groote daden of uitvindingen verdienstelijk maakten, werden door de onvergankelijkstc aller monumenten aan den hemel vereeuwigd. De acht en veertig sterrenbeelden der ouden waren over den gan-
schen sterrenhemel verbreid, maar niet alle plaatsen waren daarmede vervuld, zoodat de ruimten tusschen de groote beelden nog ledig en onbenoemd waren. Langzamerhand werden er verschillende nieuwe |
|||||
|
307
|
|||||
|
beelden aan den hemel geplaatst, welke door hunne platte en huise-
lijke namen zeer afsteken bij de meer dichterlijke benamingen der ouden. Het heeft waarlijk iets belachelijks, wanneer men naast de namen
van Hercules, Orion, Centaurus, de namen vindt van Boekdrukkers- werkplaats, Electriseermachine, Chemische oven en meer dergelijke smakelooze benamingen; maar de sterrenkundigen, hoe ver ook met hunne aandacht boven de Aarde verheven, waren niet zoo vrij van menschelijke harstochten, dat ook de ijdelheid geene voorname rol bij hen speelde; voor eene nieuwe ontdekking of uitvinding was het niet genoeg dat zij op Aarde hare toepassing vond, neen zij moest ook aan den hemel prijken. Vleierij plaatste de hoedanigheden van be- roemde of beruchte koningen onder de sterren; ja men ging zelfs verder, zoodat Lalande op het einde der vorige eeuw zijne lieve- liugskat nog tussehen de beelden der helden en Goden in schoof, en daaraan is het toe te schrijven, dat de edelste der wetenschappen de slechtste terminologie bezit. En toch heeft men over die benamingen zulke wonderlijke hypo-
thesen gemaakt, dat men zich verwonderen moet, dat geleerde man- nen zich met zulke luclitkasteelen kunnen bezighouden. Een der 12 sterrenbeelden van den schijnbaren weg, welken de
Zon langs den hemel maakt, is zooals men weet de Steenbok; daarop bouwde nu de geleerde Laplaee de volgende hoogst zonderbare hypo- these: omdat de steenbok, zoo redeneert hij, een dier is, dat steeds de toppen der rotsen bestijgt, heeft men het hoogste punt boven den evenaar, dat de Zon bereikt, waarschijnlijk ook Steenbok genoemd; maar ieder jaar verandert dat hoogste punt een weinig, en wel iedere 72 jaren een vollen graad aan den hemel, en thans is de Steenbok niet meer het hoogste punt boven den evenaar, maar dat sterrenbeeld is zelfs reeds 30 graden voorbij het laagste punt onder den evenaar, en dus 210 graden van dat hoogste punt verwijderd; wanneer zijne vooronderstelling over de benaming van dat sterrenbeeld waar is, dan zou dat nu 210 x 72 of 15120 jaar geleden zijn. Wij zullen voorloopig onze tijdrekening naar die hypothese van Laplace niet regelen. In de vorige eeuw kreeg die dwaze gissing eene soort van beves-
tiging, zoo meende men, door de ontdekking van de sterrenbeelden van den Dierenriem, tegen de zoldering van een tempel in de oude Egyptische stad Denderah of Tentyris. Die figuren kwamen in de- |
|||||
|
308
|
|||||
|
zelfde volgorde voor, waarin wij ze kennen. Omdat nu de Leeuw
op de eerste plaats staat, en uit de tenipelpoort schijnt te treden, was men aanstonds met eene hypothese gereed, en men meende, dat toen die tempel werd gebouwd, de Zon zeker bij het begin des jaars inliet sterrenbeeld de Leeuw stond, daaruit zou dan volgen, dat het tijdstip, waarop bij de Egyptenaren het landbouwersjaar begon, name- lijk het solstitium, thans GO graden verder is gelegen, omdat het niet meer in den Leeuw maar in de Tweelingen ligt, en dan zou die tem- pel zijn gesticht 72 x GO = 4320 jaren geleden, dat is 2450 jaar vóór onze christelijke jaartelling. Anderen zooals Dupuis (in zijne origine des cultcs) maakten het nog erger", eu zij zochten er niet den zomerzonncstand, maar den winterzonnestand uit; dan zou men bij het getal 2450 vóór Clir. nog moeten voegen 180 X 72 = 129G0 jaren, en was de tempel van Denderah gesticht 15410 jaren vóór onze jaartelling. Wat vervoeren harstocht en vooroordeel anders geleerde mannen tot
onbegrijpelijke dwaasheden: Champollion en Letronne, die zich op meer oordeelkundige wijze met dien dierenriem bezighielden, kwamen door gevondene inscriptiën tot de uitkomst, dat de tempel onder Tiberius gebouwd was, dus in het begin onzer tijdrekening. Visconti en Paravey kwamen in hunne onderzoekingen tot dezelfde uitkomst, en leverden de bewijzen, dat de ganschc dierenriem, waaraan men zulk eene groote astronomische waarde wilde toekennen, slechts eene astrologische horoscoop is. Thans is de hemel overdekt met sterrenbeelden, zoodat Arago e r
131 optelt; niet allen hebben echter het burgerrecht verkregen, zoo- dat men bij verschillende sterrenkundigen ook verschillende opgaven ontmoet. Gewoonlijk vindt men op globcn en sterrenkaarten de na- volgenden, hier in alphabetische orde geplaatst: Altaar. Beeldhouwerswerkplaats. Cirkel. Andromeda. Beker. Dolfijn.
Antinous. Boekdrukkcrspers. Dorade, (goudvisch.)
Arend. Boötes. Draak.
Argo. (schip) Bij. Driehoek. (Noordel.)
Ballon. Cassiopeia. „ (Zuidcl.)
Beer. (groote) Centaurus. Duif.
„ (kleine) Cepheus. Eenhoorn.
Beerenjager. Chameleon. Electriscermachine.
|
|||||
|
300
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
te verkrijgen.
De verdienstelijke Olbers was de eerste, die de stem verhief tegen
die talrijke en smakeloozc beelden, en hij wilde alle sterrenbeelden, na Hevclius ingevoerd, afgeschaft hebben. Argelander is in zijne nieuwe Uranometrie reeds begonnen een groot aantal onvermeld te laten. Pi- azzi ging echter nog verder, en heeft volstrekt geene namen, maar deelt den hemel in 24 sterrenuren, en in ieder van die uren bepaalt hij de sterren volgens hunne lengte en breedte. John Hcrschel deed den voorslag om de namen der beelden nie
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
310
|
|||||
|
af te schaffen, maar hunne grenzen nauwkeurig te bepalen door meri-
dianen en paralellen. Zoo zou dan de gansclic hemel in bolvormige vierhoeken verdeeld worden. Ook hierin was het: "zoo vele hoofden, zoo vele zinnen", zoodat de
benamingen gebleven zijn, zooals zij waren. Om de verschillende sterren in de sterrenbeelden te onderscheiden,
gebruikt men tegenwoordig de letters van het Orieksche Alphabet. Zoo spreekt men bijv. van Alpha uit Hercules, Alpha uit Orion, Gamma uit den Grooten Beer, enz. De voornaamste en helderste heb- ben eigene namen, waarvan wij de meest gebruikelijke zullen op- noemen in het algemeen overzicht van den sterrenhemel, waarbij wij tevens eenige hulpmiddelen zullen aangeven om met behulp van kaar- ten en platen de sterrenbeelden des hemels gemakkelijk te vinden en te onderscheiden. De eigenlijk gezegde beelden zijn van de nieuwere kaarten ver-
dwenen, men vindt ze nog op oudere of op hemclgloben; men duidt de verschillende beelden thans aan door strepen, waarmede men de voornaamste sterren van eenig beeld onderling verbindt. Voor dat wij den hemel willen doorloopen, moeten wij eerst nog
opmerken, dat gedurende de 24 uren, waarin de Aarde hare wente- ling maakt, al de streken van den Noorderhemel voor ons zichtbaar worden; het daglicht echter belet ons de sterren waar te nemen, welke dan boven den horizon staan, zoodat, wanneer de Aarde op hetzelfde punt van hare baan bleef wentelen, het gedeelte van den hemel, dat zich des daags boven ons hoofd uitspreidt, immer voor ons onzichtbaar zou blijven. Omdat echter onze Aarde op hare baan voortgaat en zich in één jaar rondom de Zon beweegt, keert zij haar nachtelijk halfrond achtereenvolgens naar den ganschen hemel toe, en daardoor ziet men in het Oosten telkens nieuwe sterren ver- rijzen en in het Westen weder anderen verdwijnen, die daags te voren op dat uur nog aan den hemel straalden. Men moet echter niet uit het oog verliezen, dat op onze breedte de
gansche hemel nooit zichtbaar is, en dat een aanmerkelijk deel van den sterrenhemel immer voor ons verborgen blijft. Er bestaat even- wel op onze breedte een punt aan den hemel, ongeveer 52 graden boven den horizon, dat in de schijnbare wenteling van den sterren- hemel niet deelt. Dat punt is de pool, en waar ook onze Aarde zich op hare baan bevindt, immer behoudt hare as de richting op dat pool- |
|||||
|
311
|
|||||
|
punt, zooals wij vroeger, (bladz. 127) reeds opmerkten. Daaruit volgt,
dat al de sterren des hemels cirkels schijnen te beschrijven om dat punt, hoe dichter bij dat punt, hoe kleiner de kring is, en hoe ver- der, hoe grooter. Sommige van die sterren beschrijven schijnbaar zulke kleine kringen, dat zij nooit onder den horizon komen, en dus altijd des nachts gedurende het gansche jaar zichtbaar zijn; dezulken gaan dus noch op, noch onder en worden Circumpolair Sterren ge- noerad, en daartoe behooren al de sterren, welke minder dan 52 graden van de pool staan. Worden de schijnbare kringen der sterren echter grooter, dan valt
een gedeelte van dien kring onder den horizon; naarmate ze dichter bij den evenaar staan worden de kringen, welke zij beschrijven, grooter. Staan de sterren ecliter ten Zuiden van den aequator, dan nemen de schijnbare kringen weder af, zoodat de sterren, welke de zuidpool omringen, nooit voor ons zichtbaar worden, daar de krin- gen, welke zij om die pool maken, te klein zijn om boven onzen ho- rizon te rijzen. Alleen dan, wanneer wij ons op den evenaar van onze Aarde zouden bevinden, zou er niets van den sterrenhemel voor onze blikken verborgen blijven; want daar de beide polen van onze Aarde dan voor ons in den horizon liggen, zoude niets ons verhinderen om door de wenteling der Aarde den gansenen sterrenhemel te overzien. Wij kunnen dus den sterrenhemel, op de breedte, waar wij wonen,
in drie streken verdeden. De eerste, die gedurende het gansche jaar, des nachts voor ons zichtbaar is; de tweede de streek, welke slechts gedeeltelijk voor ons zichtbaar is, en de derde die, welke steeds voor ons verborgen blijft en onzichtbaar is. Deze drie verschillende streken willen wij thans vluchtig doorloopen,
en wel het eerst de streek, welke bij heldere lucht altijd voor ons en voor al de streken onzer Aarde, welke op denzclfden breedtegraad liggen, zichtbaar is. Leiden ligt op 52° 9\' 28.2" breedte, dat is de afstand van den evenaar. Al de sterrenbeelden, welke deze streek be- vat, staan aangeduid op Plaat XLIII. (Zie de titclplaat.) Eiken dag verandert de stand der sterrenbeelden eenigszins, omdat
de Aarde op hare baan met betrekking tot de Zon eene andere plaats inneemt; het verschil immers tusschen een zonncdag en een sterren- dag is|, zooals wij (bladz. 120) verklaarden, ongeveer 4minuten. Om- dat nu de Zon eiken dag volgens den middelbaren tijd ongeveer 4 minuten later door den mcridaan gaat, volgt daaruit, dat de sterren |
|||||
|
312
|
|||||
|
clkcu dag ongeveer 4 minuten middelb. tijd vroeger door den mcridi-
aan gaan, en daardoor nu verschilt de schijnbare stand dier heinel- lichamen eiken dag voor hetzelfde uur. Plaat XLII1 stelt ons den hemel voor op den lsten Januari te mid-
dernacht. Om den stand van den sterrenhemel te weten \'s middags op den l8kn Jan. zouden wij de plaat geheel moeten omkeeren, zoodat wat eerst onder was nu boven gezocht moest worden; ten G ure \'s morgens zou de stand wezen, wanneer wij de plaat van den rechter- kant beschouwen, met het sterrenbeeld den Grooten Beer onder aan den horizon, en des avonds ten fi ure zouden wij de plaat van den linker- kant moeten bezien met den Grooten Beer in het bovenste gedeelte. Te middernacht echter van den 2den Januari zou de stand, hoezeer
niet zooveel verschillende, toch niet juist dezelfde zijn als daags te voren op hetzelfde middelbare uur, omdat de wenteling der Aarde korter is dan de 24 middelbare uren van onze tijdsbepaling. Drie maanden later, dus op 1 April zou men dcnzelfden stand waarnemen, als de plaat aangeeft, maar des avonds ten 6 ure; en evenzoo den 1 October maar des morgens ten (5 ure en op den 1 Juli \'s middags ten 12 ure. Beschouwen wij thans de sterrenbeelden, welke voortdurend voor
ons zichtbaar zijn. Wij vooronderstellen, dat het middernacht is, en dat wij met het gelaat naar het Noorden gericht den tintelenden sterrenhemel bezien; wanneer wij dan het oog vestigen op een punt, ongeveer halverwege tusschen den horizon en het zenith of toppunt boven ons hoofd, dan is onze blik gericht op het noorder poolpunt aan den hemel; zeer dicht bij dat punt op 1° 24\' afstand zien wij eenc heldere ster van de tweede grootte, welke mende POOLSTER noemt. Omdat het van belang is die ster, welke in den loop der nachten
van het jaar zoo weinig van plaats verandert, dat zulks voor het bloote oog onmerkbaar is, ten allen tijde te kunnen vinden, zullen wij daarvoor aanstonds een eenvoudig middel aangeven. Slaan wij daarom eerst de oogen op de rechterzijde van Plaat
XLIII, dan zien wij eene groepeering van 7 helder fonkelende ster- ren, welke wij dikwijls aan den hemel bewonderd hebben, en welk sterrenbeeld vrij algemeen bekend is onder den naam GROOTE BEER of wel de WAGEN. Van dit sterrenbeeld nu moeten wij uitgaan om de overigen te
loeren kennen. |
|||||
|
313
|
|||||||
|
De vier in een vierhoek geplaatste sterren maken liet lichaam, en
de drie in eene gebogene richting zich bevindende onderste sterren maken den staart uit. Zes sterren van het zevental hebben ongeveer denzelfden glans en
zijn sterren van de tweede grootte. Duidelijk ziet men reeds met het bloote oog, dat eene der sterren uit den vierhoek en wel degene, die het dichtst aan den staart is geplaatst, minder glanst dan de overigen, zoodat deze thans tot de vierde grootte behoort, hoewel zij in de zeventiende eeuw in schittering niet van de anderen te onder- scheiden was. De middelste ster uit den staart is vergezeld door eene kleine ster Alcor genoemd, welke men door een goeden zakkijker duidelijk waarneemt \'. Het gansche sterrenbeeld van den Grooten lieer bevat 138 met het
bloote oog zichtbare sterren. Wanneer wij nu de beide sterren, die zich aan de tegenovergestelde zijde van den staart in het vierkant van den Grooten lieer bevinden, door eene denkbeeldige lijn verbin- den, en die lijn doortrekken aan de zijde, waar zich de staart bevindt, dan vinden wij gemakkelijk de Poolster. Zij is de helderste van het zevental, dat met minder glans en in
omgekeerde richting dezelfde figuur vormt als de zeven sterren van den Grooten lieer, en welke groepeering men den KLEINEN BEER noemt, waarin 27 sterren met het bloote oog zijn te onderscheiden. De Poolster is het middelpunt van den noorderheincl, en speelt er eene groote rol, omdat zij de naastbijzijnde ster is bij het punt, dat de verlengde denkbeeldige as van onze Aarde aan den hemel treffen zou; daaruit volgt dus, dat zij onbeweeglijk aan den hemel schijnt, en immer even hoog boven deu horizon staat, terwijl al de andere sterren grootere of kleinere cirkels rondom die Poolster schijnen te beschrijven. Omdat zij echter niet juist in het poolpuut staat, beschrijft zij toch ook een kleinen cirkel rondom dat punt, hoewel die bewe- ging voor het bloote oog niet is waar te nemen. Omdat de as der Aarde ook eene geringe verandering ondergaat, is de afstand van de Poolster tot het poolpuut ook verschillend. Ten tijde van llipparelius, 150 jaar vóór onze jaartelling, stond zij nog 12° vau het noorder- poolpont verwijderd; Tycho vond in 1577, dien afstand tot op 3 |
|||||||
|
1 Zy die de gewoonte hebben den sterrenhemel te beschouwen en met een scherp
gezicht begaafd /.ijn, nemen die kleine ster met het bloote oog waar. 21
|
|||||||
|
314
|
|||||||
|
graden verminderd, en tlians bedraagt die ongeveer l3 24\'; na 230
jaar zal zij den dichtsten stand bij liet poolpunt bereiken, namelijk een halven graad ongeveer, en daarna zal zij zich van de pool meer en meer verwijderen, om eindelijk na jaren haren naam Poolster te verliezen, want na 12,000 jaar zal de Alpha in de Zwaan het dicht- ste bij het poolpunt staan, en das Poolster worden. Om te weten welke sterren in den loop der eenwen poolsterren
zullen worden, behoeft men op eene sterrenkaart of globe uit de pool van de ecliptica \' slechts een cirkel te trekken met een straal gelijk aan de helling van de ecliptica, van 23■ 2 graad; alle sterren nu, welke dicht bij dien cirkel staan, worden eenmaal poolsterren. De stand of liever de hoogte boven den horizon van de Poolster
betreft alleen de plaats, waar wij wonen, en al die plaatsen, welke op dezelfde breedte liggen, dat is denzelfden afstand hebben als de plaats waar wij zijn; maar naarmate men meer de pool der Aarde nadert of er zich van verwijdert, wordt de afstand van de pool tot den horizon grooter of kleiner, zoodat als men kon doordringen tot aan de werkelijke pool van onze Aarde, men dan de Poolster in het toppunt of zenith zou zien staan, en als men zich op den equator van onze Aarde bevond, zou men de poolster vlak aan den horizon zien. Daar nu de afstand van de pool tot den aequator op elke plaats onzer Aarde immer IK) graden bedraagt, volgt uit dit alles, dat de hoogte der pool steeds gelijk is aan den afstand van den aequator. Wij zien bijv. de poolster ongeveer 52 graden boven den horizon staan, en evenzoo ver zijn wij ook verwijderd van den aequator. Daaruit begrijpt men reeds het groot belang, zoowel voor de sterren- kunde als voor de geographie, en wel voornamelijk voor den zeevaarder om de ware poolshoogte eener plaats te kennen. Wanneer men uit de middelste ster (de minst heldere) van den Grooten
Peer eene lijn trekt door de Poolster, en haar verlengt, zoodat deze op het midden van die lijn staat, vindt men eene grocpecring van zes hcl- dere sterren, waarvan er twee tot de tweede grootte, drie tot de derde en ééne tot de vierde grootte belmoren. Haar vorm gelijkt op |
|||||||
|
—1 De polen van de ecliptica zijn die punten aan den lienielkogel, welke juist
DO graden van den cirkel der ecliptica verwijderd zjjn. Zn worden verdeeld in Noord- en Zuidpool. De eerste valt in het sterrenbeeld den Draak; de Zuidpool daarentegen ligt tusschen de sterren van den Zwaardvisch. |
|||||||
|
315
|
|||||
|
eene op den kant staande letter W. Dat sterrenbeeld nu heet CAS-
SIOPEIA en bevat G7 sterren, voor het blootc oog zichtbaar. Een der beide helderste sterren draagt den naam Scftedir, hoewel zij tegen- woordig meer bekend is als Alpha uit Cassiopeia; zij behoort tot de veranderlijke sterren, waarover wij later zullen handelen. Rondom den Kleinen Beer slingert zich eene rij van sterren, waar-
van er slechts twee tot de tweede grootte behooren, hoewel er in dat sterrenbeeld, den DRAAK genaamd, 130 sterren met het bloote oog te tellen zijn. Onder den Kleinen Heer vindt men den kop van den Draak, voorgesteld door een langwerpig vierkant, waarin vier ster- ren zijn geplaatst. Tusschen den Kleinen Heer en Cassiopeia vindt men CERHEUS,
terwijl de LOSC1I en de GIRAFFE evenzeer in de nabijheid van de pool gevonden worden. Deze drie sterrenbeelden; vooral de beide laat- sten bestaan uit kleinere sterren, waarvan men er 215 met het on- gewapend oog tellen kan, overigens bieden zij ons gecne merkwaar- digheid aan. Eene der schitterendste sterren, welke nooit op onze breedte on-
dergaat, is bekend onder den naam Capella, de Geit, zij is eene ster der eerste grootte en staat op den l^n Jan. te middernacht ongeveer boven ons hoofd. Zij behoort tot het sterrenbeeld den VOER- MAN, waarin GD sterren zichtbaar zijn. Wanneer men de beide ster- ren uit het vierkant van den Grooten Beer, welke zich aan de zijde van de Poolster bevinden, door eene denkbeeldige lijn vereenigt, dan wijst het verlengde van die lijn ons gemakkelijk de heldere ster Capella of Alpha van den Voerman aan. Wanneer men de beide heldere sterren uit den Voerman met clkan-
dcr verbindt, dan brengt de verlengde lijn dwars door den melkweg heen ons in het sterrenbeeld PERSEIJS, dat ook onder de circumpo- lairbeelden geteld wordt, omdat een groot gedeelte van dat sterren- beeld voor ons niet ondergaat. 81 sterren zijn niet het bloote oog zichtbaar, waaronder de ster Algol of Bèta, die om hare snelle ver- anderlijkheid merkwaardig is. De sterren van de hier beschreven beelden zijn, omdat zij nimmer
onder den horizon verdwijnen, zeer geschikt om de ware poolshoogte te vinden; want omdat zij een cirkel om de pool beschrijven, gaan zij dus tweemaal elke 24 uren door den meridiaan, eenmaal boven en oens beneden de pool. In de lange winternachten geschiedt zulks in 21*
|
|||||
|
316
|
|||||||
|
denzelfden nacht tweemaal. Meet men de ster bij hare beide doorgangen
door den meridiaan \' dan ligt de ware pool juist in het midden. Bij dergelijke metingen moet vooral gelet worden op de straalbreking, waardoor de sterren hooger schijnen te staan. (Zie hierover bladz. 123 en volgenden.) Wij geven hier een voorbeeld van dergelijke berekening voor onze
breedte, en nemen daarvoor de ster Capella uit den Voerman. Grootste hoogte 94° 13 40" Kleinste hoogte 10° 10\' 45"
Refractie 5" Refractie 5\' 30"
Ware gr. hoogte 94° 13\' 41" Ware kl. hoogte 10° 5\' 15"
„ kl. „ 10J 5\' U"
84° 8\' 26"
dus de helft 42" 4 13" 4- 10° 5\' 15" = 52° 9\' 28" § 2. Sterrenbeelden aan don zuiderhorizon zichtbaar. Orion mot Boteigeuze en
Rigel — Qroote en Kleine Ilonil met Sirius en 1\'rocyon. —Stier met de Hya- den, Aldeliaran en de Pleiaden. — De Tweelingen, Castor en Pollux. — Kam, Walvisch, Eridaanvloed en de Kreeft — De Leeuw met Kegulus.— De Maagd met Spica. - Boótes en het haar van Berenice. — De Kroon met Oem- ma. De Slang en de Slangendrager. — Weegschaal, Raaf, Beker. — Schor- pioen niet Antares. Lier met Vega. Arend met Athair. Hercules en de Zwaan. Andromeda en IVgasus. — De Visschen. Slaan wij thans den blik op Plaat XLIV, waar wij de sterreubeel-
den zien, welke de zuiderhorizon ons des middernacht» van den 20Dec. aanbiedt. De mat lichtende melkweg doorsnijdt in ecne schuinsche richting het tooneel, dat wij voor oogen hebben, terwijl het prachtige sterrenbeeld ORION in liet Z. Z. W. het midden inneemt en aan- stonds onzen blik trekt. Die heerlijke sterrengroep vormt een lang- werpig vierkant in welks midden zich drie sterren bevinden van de tweede grootte, die in de volkstaal bekend staan als de Driekoningen- ster. De twee schitterende sterren, welke de hoeken van het vierkant innemen, dragen eigen namen. De hoogste, het dichtst aan den melk- weg gelegen, is Beleiycuze, en de onderste Rigd. Juist onder de drie sterren, welke men ook den gordel van Orion noemt, ziet |
|||||||
|
1 De wijze, waarop de hoogte eener ster of de doorgang door den meridiaan ge-
nomen wordt, zullen wjj nader beschrijven bjj de verklaring der voornaamste sterren- kundige werktuigen. |
|||||||
|
\\
|
|||||||
|
-517
|
|||||
|
men een matten schijn, waar een goede kijker ons de beroemde
nevelvlek vertoont, waarvan wij later uitvoerig eenc beschrijving zul- len geven. De aequator des hemels, welke midden door dit sterrenbeeld loopt,
bevindt zich even boven de hoogste van het in het midden geplaatste drietal sterren. Met het blootc oog telt men in Orion reeds 117 ster- ren. Verbazingwekkend is echter het prachtige schouwspel, dat een krachtige kijker ons schenkt, wanneer wij een blik op dat sterrenbeeld vestigen , en daardoor de lichtstraal van honderde en nogmaals bon- derde sterren ons oog treft. Wanneer wij de drie heldere sterren van Orion door eene denk-
beeldige lijn verbinden en deze naar het zuiden doortrekken, vinden wij juist in het zuiden de helderste ster van den gansenen sterren- hemel , Siritiê genaamd, die deel uitmaakt van het sterrenbeeld den GROOTEN HOND. In dit sterrenbeeld telt een goed oog GC> sterren. Wanneer wij de lijn, welke ons naar Sirins bracht, in tegenover-
gestelde richting verlengen, vinden wij de roodc en heldere ster Al- debaran, de schitterendste van het sterrenbeeld den STI ER, waartoe zij behoort. Aldcbaran staat in het midden eener groep sterren, welke den naam heeft van Tlijaden, terwijl men verder in dezelfde richting eene zelfde maar talrijker, helderder groep vindt, de Pleuulen ge- naamd. In de volkstaal wordt die groep ook wel aangeduid door den naam van Zevengesternte. 121 sterreu zijn met het bloote oog in den Stier te tellen. Dit sterrenbeeld behoort tot den Dierenriem, omdat de Aarde op
hare baan zoodanig is geplaatst, dat de Zon zich juist tusschen haar en dat sterrenbeeld bevindt, zoodat van de Aarde beschouwd, het schijnt dat de Zon in dit sterrenbeeld staat. Dien stand heeft de Aarde omstreeks de maand Mei, zoodat de Zon op de helft van die maand juist bij de Pleiaden staat. Wanneer wij nu weder naar Orion terugkeeren, vinden wij op de-
zelfde hoogte ten oosten, even ver van het zuiden als Bctcigcuse ten westen er van af is, eene heldere ster van de eerste grootte, Procgon genaamd, welke deel uitmaakt van het sterrenbeeld den KLEINEN HOND. De drie heldere sterren Beteigeuzc uit Orion, Sirius uit den Grooten Hond en Procyon uit den Kleinen Hond maken met elkander een ongeveer gelijkzijdigen driehoek, daardoor zijn die sterren ge- makkelijk te vinden. |
|||||
|
318
|
|||||
|
Wanneer wij van Procyon uit reclit naar liet Zenitli opgaan,
treffen twee heldere sterren op korten afstand van elkander onzen blik, Castor en Pollux namelijk, de beide voornaamsten uit bet ster- renbeeld de TWEELINGEN, waarin wij 51 sterren kunnen onder- scheiden. De Tweelingen bebooren ook tot die sterrenbeelden, waarin zich de Zon vertoont en wel in de maand Juli. Naast de Pleiadcn, meer naar het westen, bevindt zich het sterren-
beeld de RAM, waarin de Zon zich voor ons oog bevindt op het einde van de maand April. Onder den Ram in het Z. W. ziet men de heldere ster Menkar
of Mekab fonkelen, die tot den WALVTSCII behoort, en nog meer naar het zuiden laag aan den horizon staat het sterrenbeeld de vloed EKIDANUS; in beide sterrenbeelden vindt men op onze breedte geene sterren der eerste grootte. Aan de oostzijde van de Tweelingen vindt men de ster Praesepe
(Kribbe), welke de voornaamste is uit het sterrenbeeld den KREEFT, ook behoorende tot den Dierenriem, waarin de Zon zich op het einde der maand Juli bevindt. Door de wenteling onzer Aarde gaan langzamerhand de sterren in
het westen onder, terwijl nieuwe beelden in het oosten boven den horizon rijzen. Voordat wij ze vluchtig in oogenschouvv nemen mer- ken wij hier op, dat dezelfde stand waarin plaat XL1V ons den hemel toont, terugkeert op de volgende tijdstippen. 20 Maart ten ti ure \'s avonds. 20 Juni „ 12 „ \'s middags. 20 September „ G „ \'s morgens.
Omdat de Aarde zich op hare baan verplaatst, worden eiken nacht
oostelijker sterrenbeelden zichtbaar, zoodat drie maanden later op hetzelfde uur de zuidelijke horizon bijna geheel door andere sterren- beelden is ingenomen. Wij kiezen daarvoor den 22siKn Maart, en plaat XLV toont ons den hemel te middernacht. Een prachtig en gemakkelijk te kennen sterrenbeeld, de LEEUW
namelijk, neemt ongeveer het midden in van het tooneel, dat zich aan onze blikken vertoont, wanneer wij ons naar het zuiden kecren. De melkweg strekt zich langs den horizon uit en is alleen in het westen zichtbaar. De sikkelvonnigc boog, waarin deze groep sterren zich vertoont
doet dit sterrenbeeld gemakkelijk onderscheiden. De helderste ster is |
|||||
|
319
|
|||||
|
Regulus, soms ook wel het hart van den Leeuw genaamd. De tweede
heldere, meer in het zuiden zich bevindende ster is Detiebola. 70 ster- ren zijn in dit sterrenbeeld met het hloote oog te onderscheiden. Tegelijk met Regulus staan er nog drie sterren van de eerste
grootte fonkelend aan den hemel. Procyon is in het Z. AV. nog niet ondergegaan. Op dezelfde hoogte ongeveer boven den horizon in het Z. O. fonkelt Spica uit het sterrenbeeld de MAAGD, dat 100 zicht- bare sterren bevat. In het Z. O. schittert boven ons hoofd ArcCunm de helderste uit het prachtig sterrenbeeld, BOöTES, waarin 18 zeer heldere sterren en 07 van minderen glans te tellen zijn. Tusschen den Leeuw en Boötes ziet men eene verzameling van
kleine sterren zoo kort op elkander gedrongen, dat het zeer moeie- lijk valt ze duidelijk te onderscheiden. Men noemt die groep het HOOFDHAAR van BERENICE. Recht in het zuiden ongeveer een lötal graden lager dan Denebola uit den Leeuw is het punt, waar de Zon den acquator op den 21ste!1 September doorsnijdt, dat is het winterevennachtspunt. Dat punt is het begin van de weegschaal, hoewel het thans dicht bij den Leeuw in de Maagd ligt. In het oosten op halver hoogte tusschen het zenith en den hori-
zon is duidelijk de NOORDERKROON te kennen: een zestal sterren ziet men in een halfrond geschaard; de helderste is Gemma (edel- gesteente.) Onder de Kroon bevindt zich de kop van de slang met OPHIUCUS, den slangendrager. Ter weerszijden van Spica vindt men aan den oostkant de WEEG-
SCHAAL, het sterrenbeeld, waarin de Zon zich den lsttn Nov. bevindt; aan den westkant vindt men den RAAF en den BEKER, waarin men om den lagen stand aan den horizon weinige sterren ontdekt. Om het overzicht te eindigen wijzen wij nog aan: deJACHTHON-
DEN boven het Hoofdhaar van Berenice, den KLEINEN LEEUW, boven den Grooten Leeuw, en eindelijk laag aan den horizon in bet zuiden de HYDRA, waarin de veranderlijke ster, het HART ge- naamd in het Z. W. behoort. Eveneens grenst laag aan den horizon in het W. Z. W. het sterrenbeeld de EENHOORN. De hier beschrevene stand van de opgenoemde sterrenbeelden vol-
gens plaat XLV komt terug: den 21 Juni des avonds ten 6 ure,
„ 22 Sept. „ middags „ 12 „ „ 21 Dec. „ morgens „ 6 „ |
|||||
|
UJ
|
|||||
|
QL
CC LU h- |
|||||
|
320
|
|||||
|
Te middernacht op den 21 Juni, den dag waarop de Zon de
grootste hoogte boven den aequator heeft bereikt, en dus de oorzaak is van den langstcn dag, is de hemel wederom door andere sterren- beelden ingenomen, waarvan wij eene vluchtige beschouwing willen geven; plaat XLVI vertoont ons den stand des hemels op dat tijdstip. De Noorderkroon, Boötes, de Slang, de Weegschaal en de Maagd, welke wij den 21 Maart in het oosten waarnamen, bevinden zich thans in het westen. Arcturus staat loodrecht boven de heldere ster Spica, welke in het W. Z. W. laag aan den horizon fonkelt. De Melkweg, die in twee takken gescheiden is, loopt van het zuiden naar het noordoosten. Onder deze sterrenbeelden is er geen, dat door eene bijzondere
schittering onze aandacht trekt ; behalve de beide hierboven genoemde sterren, stralen er echter op zeer ongelijke hoogten drie van de eerste grootte. Antares in het Z. Z. AV. laag aan den horizon, behoort tot den SCHORPIOEN, in welk sterrenbeeld de Zon ongeveer op de helft van November treedt. De tweede ster van de eerste grootte staat bijna in het zenith en
is Wega uit de LIER, terwijl in het Z. O. de heldere ster Athalr uit den AH END door hare schittering onze aandacht trekt. Boven ons hoofd tnsschen de Lier en de Noorderkroon vinden wij
het groote sterrenbeeld HERCULES, waarin wij 155 sterren met het bloote oog tellen kunnen. In dit sterrenbeeld ligt het punt, waarheen de baan loopt, welke onze Zon maakt, omringd door hare planeten, wachters en kometen; daarover zullen wij echter later handelen, \'t is genoeg het hier slechts aan te duiden. Naast de Lier vinden wij hoven ons hoofd midden in den Melkweg
het sterrenbeeld de ZWAAN, waarvan Deuub of Alpha de helderste ster is en het toppunt uitmaakt van een kruis, dat zij met nog vier andere heldere sterren maakt, en waaraan dit beeld gemakkelijk te kennen is. In de Zwaan is eene kleine ster, voor het ongewapend oog nauw zichtbaar, en welke men aanduidt door het getal (il uit de Zwaan. Die ster heeft eene astronomische vermaardheid gekregen, omdat zij de eerste vaste ster is, wier «afstand tot de Aarde gemeten is. 145 sterren kan men in dit sterrenbeeld met het bloote oog tel- len. De VOS, de PIJL, de DOLPHIJN en het KLEINE PAARD, welke zich in de richting naar het Z. O. bevinden, bieden geenc bij- zonderheden aan. Laag aan den horizon vindt men in het O. Z. O. |
|||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
33
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
321
|
|||||
|
den WATERMAN; zoo langs den horizon voortgaande, naar liet zui-
dcn in het Z. O. den STEENBOK, in het zuiden den SCHUTTER, in het Z. Z. W. den SCHORPIOEN en in het Z. W. de WEEGSCHAAL. Denzelfden stand vindt men terug op den 22 Sent. des avonds ten G ure.
21 Dcc. „ middags „ 12 „
22 Maart „ morgens „ 0 „
Den 22 September hebben wij te middernacht weder een ander
tooneel voor oogen. Plaat XLVII geeft er ons de afbeelding van. In het W. Z. W. fonkelt Athair uit den AREND; vlak in bet westen, maar meer in het toppunt, straalt Benab uit de ZWAAN. In het O. Z. O. zien wij de Pleiaden, terwijl Orion in het oosten boven den hori- zon rijst. Wij hebben dus met deze plaat de afbeeldingen gegeven van den gansenen cirkel van den sterrenhemel, zooals die zich te middernacht achtereenvolgens vertoont in den loop van het jaar. Bijna in ons toppunt vinden wij een groot vierkant gevormd door vier hel- dere sterren, waarvan er drie tot de tweede grootte behooren. Twee er van staan loodrecht boven elkander, juist in het zuiden. Deze behooren tot het sterrenbeeld PEGASUS. Een dertiental graden lager dan de onderste ster van het tweetal, dat in het zuiden staat, is het denkbeeldige punt, vanwaar men de lcngtetelling begint, zoodat deze beide sterren dan ook tot de fundamentaal sterren behooren, (zie bladz. 306) wier afstand van het voorjaars-evennachtspunt nauwkeu- rig wordt bepaald. Aan dit vierkant sluiten zich naar het oosten drie heldere sterren,
ongeveer niet het vierkant van Pegasus cenc figuur makende als van den Grooten Peer. De laatste en meest oostwaarts geplaatste ster is Algol, de veranderlijke ster uit het sterrenbeeld PERSEUS, terwijl de drie overigen, daarin begrepen de hockster uit het vierkant van PEGASUS, tot ANDROMEDA behooren. Andromeda en Pegasus be- vatten 101 met het ongewapende oog zichtbare sterren. In het Z. O., recht onder de beide heldere sterren van Andromeda vindt men den DRIEHOEK, de VLIEG en den RAM. Het punt dus, waarvan wij hierboven spraken, vanwaar de telling begint, noemt men wel de Zon in den Ram, maar dat punt ligt niet in het sterrenbeeld de Ram, maar in het sterrenbeeld de Visschen, de oorzaak is de achter- uitgang van de evennachtspunten, waarover later. Onder de VISSCHEN en den RAM ligt de WALVISCH, eengroot
|
|||||
|
322
|
|||||
|
sterrenbeeld, dat zich tot den horizon uitstrekt; 98 sterren zijn er
met liet bloote oog in te tellen. In het Z. Z. O., iets beneden den aequator, staat eene ster, die zeer merkwaardig is om bare verandc- ring in lichtplans, en daarom Mini of de wonderbare wordt genoemd. Later willen wij die veranderlijkheid in de vaste sterren uitvoeriger behandelen. In het zuidwesten vinden wij den STEKNI50K en in het Z. Z. W.
den WATEUMAN, terwijl zeer laag aan den horizon in het Z. Z. W. onder den Waterman bij eene gunstige weersgesteltenis eene schoonc ster schittert, Fomalhaut genaamd, welke tot den ZUIDEUVISCII behoort. De stand van Plaat XLVII keert terug op de volgende tijdstippen :
den 21 December ten <> ure des avonds. „ 21 Maart „ 12 „ „ middags. r 21 Juni „ (i „ r morgens.
§ 3. Sterrenbeelden aan ilen Zniderhemel, voor onze breedte onzichtbaar. — Om-
pekeerde vorm. — Zuiderkruis. Centaums. Wolf. Altaar. Driehoek. — Ar»o met Ca- nopus en Eta. - Vliegende viscli. — Draadnet. Eridaan niet Acheruar. — I\'henix. Toeean. Kraanvogel. Indiaan. Pauw. —Waterslang met Bèta.— Wolken van Magel- laan. - TUdsbepaling door de Sterren. - Plaat XLVIII geeft ons den stand van de voornaamste stcrrenbcel-
den van den zniderhemel, beschouwd op eene breedte ten zuiden van den aequator even groot als waarop wij ten noorden wonen, het zuidelijk pont namelijk van Zuid Amerika, Patagonië. Op die breedte staat de zuid- pool ook ongeveer :">2 graden boven den horizon, en al de stcrrenbeel- den, welke minder dan f)2 graden van dat poolpunt zijn verwijderd, gaan er niet onder, maar belmoren tot de zuider circumpolairbeelden en zijn op onze breedte immer onzichtbaar. Wanneer wij van dit punt den blik wenden naar het noorden,
naar den aequator, dan zien wij met uitzondering van de noorder circumpolair-stcrrcn, al de in het vorige hoofdstuk beschrevene ster- ren in den loop van het jaar te middernacht voorbij trekken, echter met betrekking tot den horizon in eene geheel andere orde, zoodat wat wij op onze breedte in het bovenste gedeelte van het sterrenbeeld zien, wij dat van ons standpunt in het onderste gedeelte ontmoeten. De twee grootc sterren, bijv. van het vierkant uit Orion, welke wij als de basis aanmerken, zouden wij in Patagonië in het |
|||||
|
>-
|
|||||||||||||
|
6-;"
|
|||||||||||||
|
*►-
|
|||||||||||||
|
•oo
|
|||||||||||||
|
LÜ
UJ |
|||||||||||||
|
cc -
uj r |
|||||||||||||
|
UJ
|
|||||||||||||
|
%
|
|||||||||||||
|
323
|
|||||
|
bovenste deel van liet vierkant zien. Hier zien wij Sirius aan de lin-
kerzijde van Orion en lager dan dat sterrenbeeld, maar in bet zui- den zonden wij Sirins aan de rechterhand zien en wel hooger dan Orion. Die verandering in bet voorkomen van de sterrenbeelden ver- klaart zich gemakkelijk door den veranderden stand van den heschonwer; want met de sterrenbeelden geschiedt wat er gebeurt, wanneer wij een figuur aan het plafond eener kamer van twee tegenover elkan- der liggende zijden beschouwen: wat in den eersten stand boven en onder, rechts en links was, wordt nu in den tweeden stand juist tegen- overgesteld onder en boven, links en rechts. Wij vooronderstellen ons te bevinden in den nacht van den 21 Dee.,
den langsten nacht op onze noorderhreedte en den kortsten daaren- tegen op het zuider-halfrond, en wenden ons naar de zuidpool. De Melkweg vertoont zich in vele takken gesplitst, en de groote
menigte heldere sterren, welke in de streek van den Melkweg fon- kelen , trekt onze aandacht. Het schoonste sterrenbeeld is het ZUIDEKKRULS. Vier heldere
sterren vormen een kruis, dat evenwijdig met den horizon ligt. Lager en onder het kruis schitteren tnsschen de beide armen van
den Melkweg twee sterren van de eerste grootte, terwijl wij in den omtrek nog vijf sterren der tweede grootte opmerken, welke allen belmoren tot het uitgestrekte sterrenbeeld CENTAURUS. Later zullen wij gelegenheid hebben om de schitterendste van die sterren te bespreken, daar zij een stelsel vormt van twee zonnen, die om el- kander wentelen, tevens is zij de dichtst nabijzijndc ster, welker af- stand men heeft kunnen meten. Laag aan den horizon bemerken wij eene groote menigte sterren van de derde en vierde grootte, welke tot het sterrenbeeld den WOLF belmoren. Het ALTAAR en den DRIEHOEK vinden wij naast den Melkweg in
het Z. O., in welke sterrenbeelden overigens niets merkwaardigs is op te merken. Recht boven het Zuiderkruis schittert met een groot aantal heldere
sterren het prachtige sterrenbeeld het SCHIP of ARGO. De helderste ster, welke bijna in het zenith ongeveer in het zuiden staat, heet Canopus en werd vroeger na Sirius voor de helderste ster gerekend van den gansehen sterrenhemel. Eene andere ster echter uit dit ster- renbeeld, de Ela, schitterde eenige jaren geleden met zooveel glans, dat Canopus er voor onder moest doen, en thans is de Eta zoodanig |
|||||
|
I>K STKHHKNWKKKl.il
|
||||||||||||||||||||||
|
ri.A.vr xi.vm
|
||||||||||||||||||||||
|
Wolken*-, van
Mageilsan |
||||||||||||||||||||||
|
Phep-.x
|
||||||||||||||||||||||
|
*tti"der \'^
|
||||||||||||||||||||||
|
A
|
||||||||||||||||||||||
|
ho»k
|
||||||||||||||||||||||
|
c
|
*,ti
|
|||||||||||||||||||||
|
Indiaan
|
||||||||||||||||||||||
|
"*j
|
||||||||||||||||||||||
|
Altaar
|
||||||||||||||||||||||
|
Wolf
|
||||||||||||||||||||||
|
DE STERRENHEMEL (Zuidfrhalfrond).
Middernarhl SO December, gezien <>i> de kusten vnn Pat agonie |
||||||||||||||||||||||
|
324
|
||||||
|
in schittering afgenomen, (lat men haar ter nauwernood niet liet hloote
oog kan waarnemen. Naast het Schip vinden wij den VLIEG ENDEN VISCH, den DO-
RADE of GOUDVISCH, het DRAADNET en naderen dan den EKI- DAANVLOED, waarvan wij reeds een gedeelte hoven onzen horizon beschouwd hebben. Op het uiteinde van dit sterrenbeeld, naar het poolpunt toe, straalt
eene ster van de eerste grootte, Achcrnar. Aan de rechterzijde van Achernar bevindt zich het sterrenbeeld de
PHENIX, terwijl lager op den horizon en meer naar den meridiaan men den TOECAN, den KRAANVOGEL, den INDIAAN en den PAUW vindt, in welke sterrenbeelden niets bijzonders is op te merken. Eene eigenlijke Poolster, zoonis wij waarnemen, bezit het zuider-
halfrond niet; de ster Bèta uit het sterrenbeeld de WATERSLANG is er het dichtste nabij. Terzijde van den Melkweg en juist in die streken, welke het armste aan sterren zijn, treffen een paar voor- werpcu onze aandacht, die een geheel eigenaardig kenmerk aan den zuiderhemel geven. Het zijn twee witte wolkachtige vlekken van <>n- gelijke grootte, alsof zij stukken zijn van den Melkweg. Men onderscheidt hen in de groote en kleine wolk hoewel zij meer
bekend zijn onder den naam van MAGELLAANSCHE WOLKEN. In het volgende hoek, wanneer wij spreken over de nevelvlckkcn, zullen wij die merkwaardige voorwerpen nader beschouwen. En hiermede eindigt onze vluchtige blik op den sterrenhemel: met
behulp van de bij dit werk gevoegde kaart en hare verklaring zal het voor iedereen gemakkelijk zijn het groote toonecl boven onze hoofden in zijne afzonderlijke gedeelten te leeren kennen. Voordat wij echter in de diepte des hemels doordringen om die
dnizende zonnen, welke daar haar licht uitstralen, meer in het bij- zonder te leeren kennen, moeten wij eerst nog een paar aaninerkin- gen maken over de sterrenbeelden, om een duidelijk begrip van zulk eene sterrengroep te verkrijgen. Wij zien de sterren volgens eene of andere figuur diéht bij clkan-
der staan, echter moeten wij ons niet voorstellen, dat zulks altijd zoo in de werkelijkheid bestaat, want wat in ons oog dicht bijeen schijnt te staan, is wellicht op onmeetbare afstanden van elkander geplaatst, zoodat de eene ster veel dichter bij ons zijnde dan een achter haar |
||||||
|
\'
|
||||||
|
325
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
geplaatste ons den schijn geeft, alsof zij zich naast elkander bevonden.
Ieder sterrenbeeld is dus nog geen sterrenstelsel. Wij zien dus in de sterrenbeelden den hemel, zooals die ons toeschijnt te zijn, en niet zooals die in de werkelijkheid bestaat. Eeuwen zullen er nog voorbij moeten gaan, eer wij over de bewegingen en de veranderingen in glans met cenige zekerheid meer zullen weten dan thans. En hoeveel blijft er dan nog verborgen, in die streken, waarin het sterk gewa- pend oog niet kan doordringen. Op bladz. .\'514, sprekende over de Poolster, merkten wij op, dat
zij voor ons een zeker middel is om de breedte te bepalen, waar wij ons op Aarde bevinden. Wanneer wij nu door middel van de Poolster de vier hemelstreken
kennen, is het gemakkelijk om zonder eenigc werktuigen den tijd te bepalen, waarop men cene ster waarneemt. Daartoe is het uoodig acht te geven op cenige heldere en gemakkelijk te kennen sterren, en waar te nemen, wanneer zij door den meridiaan gaan, dat is wanneer zij recht tegenover de Poolster cu dus vlak in het zuiden staan. Wij geven hier cene kleine lijst van zulke sterren volgens de ver-
schillende tijden van bet jaar. Te middernacht staan in den meridiaan:
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
32G
|
|||||||
|
Drie uren vóór middernacht staan die sterren in liet zuidoosten
en drie uren na middernacht in het zuid-westen. Omdat de sterren, zooals wij reeds weten, eiken dag ongeveer 4
minuten vroeger door den meridiaan gaan, is het noodig om zoo- veel maal 4 min. \' als er dagen verloopen zijn, sinds zij te midder- nacht in liet zuiden stonden, van middernacht af te trekken. Een enkel voorhceld zal de zaak duidelijk maken.
Het is den l,Un Maart 1872, en ik neem waar, dat de zoo gc-
niakkelijk kenbare Houdster of Sirius juist in het zuiden staat. Hoe laat is het nu?
Sirius culmineert - op den 31Bten December. Er zijn dus sinds dien
tijd verloopen Gl dagen 01 maal 4 minuten geeft 4 ur. en 4 min. dit afgetrokken van middernacht is 7 ur. en öG min. Het is dus on- geveer 8 uur. Op den lstcn April 1872 zie ik Aldebaran, uit den Stier, vlak in
het westen staan. Hoe laat is het nn?
Aldebaran culmineert op den 28*\'™ Nov. middernacht. Er zijn sinds
dien tijd reeds verloopen 125 dagen. 125 maal 4 minuten geeft 8 uren en 20 minuten, dit afgetrokken van middernacht is 3 uur 40 min., dat was dus het uur, waarop Aldebaran op den lsten April door den meridiaan gaat, maar omdat zij vlak in het Westen staat, zijn er reeds G uren verloopen, zoodat het op het oogenblik !• uur, 40 mi- nuten is. Evenzoo leert de stand der sterren ons den tijd van het jaar kennen. Wij zien bijv. op zekeren avond ten 10 ure Procyon, uit den KI Hond, juist in het zuiden staan. Welke tijd van het jaar is het nu? Procyon culmineert te middernacht den 14<len Jan. Het is nu 2 uren, dat is 120 minuten, vroeger. 120 gedeeld door 4 geeft mij een verschil van 30 dagen, het is dus eenc maand later dan den 14dcn Januari. Uit dit weinige blijkt, hoc de henielliehten ons dienen om uren en
dagen te kennen, en een heerlijk geregeld uurwerk voor onze blikken zijn. |
|||||||
|
1 Tot gemak nemen wH liet ronde getal l minuten, hoewel wjj op bladi. 120
reeds Kagen, dat het verschil 3 min. 5f> seconden bedraagt. 5 Culmineeren eener ster is de gewone uitdrukking, welke de sterrenkundigen
bezigen, om aan te duiden dat eene ster door den meridiaan gaat, omdat zij opdat oogenblik haar hoogsten stand ;ian den hemel bereikt. |
|||||||
|
n-2i
|
|||||
|
in.
Afstand en Beweging dek Vaste Stekken.
§ 1. Afstand van eenige Vaste Sterren van onze Aarde T(jd, welken het licht
noodig heelt om tot ons te komen. — Gissingen naar de grootte der Sterren — Eerste blik op de afmetingen van het zichtbare Heelal. Iedere vaste ster is cene stralende zon.
Elk van die lichtende punten, die hoven ons hoofd aan het uit-
spansel bij duizendtallen schitteren, en welke de telescoop ons hij ïnilliocntallen doet ontdekken, straalt door eigen licht, de bewijzen hebben wij bladz. 30a reeds aangegeven. Iedere vaste ster is dus evenals onze Zon een middel- en een brandpunt, rondom hetwelk waarschijnlijk een aantal donkere lichamen wentelen, evenals onze planeten rondom de Zon; zoodat iedere ster een stelsel vormt, ge- heel en al overeenkomende met ons zonnestelsel. Het zichtbare heelal is dus eenc verzameling van ontelbare zon-
nen, en de nieuwere ontdekkingen der wetenschap, vooral sinds men bepaalde gegevens over den afstand der vaste sterren heeft verkregen, laten niet meer toe zulks als eenc hypothese te beschouwen. Wij willen de voornaamste uitkomsten, waartoe de wetenschap ge-
raakt is over den afstand van sommige vaste sterren, nagaan; later zullen wij in liet derde deel van dit werk de verschillende wijzen verklaren, welke de sterrenkundigen gebruiken om den afstand der sterren te meten. Zoolang wij ons bezig hielden niet ons planetenstelscl, gebruikten
wij de afmetingen van onze Aarde, en wel de halve middellijn of straal tot eenheid of astronomischen meter. Zoo bepaalden wij den afstand van onze Aarde tot de Zon door 24.300 aardstralen of 20.000000 geogr. mijlen. Diezelfde maat pasten wij toe op den afstand van alle andere planeten. Maar als wij buiten ons zonnestelsel treden, is die maat niet langer toe te passen op den afstand der vaste sterren, want in vergelijking met zulk een wondcrvollcn afstand, krimpt onze aardstraal van 850 geogr. mijlen tot een enkel punt ineen, zoodat wij naar een anderen astronomischen meter moeten uitzien. Daar- voor gebruikt men nu den straal der aardschc loopbaan, met andere woorden den afstand van onze Aarde tot de Zon, hoewel die maat |
|||||
|
328
|
|||||||
|
van 20 millioen mijlen op zekere afstanden in de liemelruimte toch
nog ontoepasselijk blijkt, daar zij ook als een mathematisch punt in- eenkrimpt. De zoo volmaakte en nauwkeurige werktuigen tot meting van geringe verschillen, hebben het evenwel aan zeer bekwame ster- renkundigen mogelijk gemaakt den afstand van eenige vaste sterren bij benadering te bepalen, en dien afstand te meten door den straal van onze aardsche loopbaan. \' Aan Bessel, den Koningsberger geleerde, komt de eer toe in 1840
het eerst den afstand eencr vaste ster bepaald te hebben, en wel van eene onaanzienlijke, voor bet blootc oog bijna onzichtbare ster uit het sterrenbeeld de Zwaan, welke aangeduid wordt door het cijfer 61. Hij bevond, dat de jaarlijksche parallaxe \'.\'., gedeelte van eene seconde bedroeg. Zulks wees op een afstand 400.000 maal verder dan onze Zon, en dus 8.000,000.000,000 geogr. mijlen. Wiens verbeelding kan zulk een afstand omvatten; te vergeefs
zouden wij cijfer op cijfer stapelen, zulk een afstand valt reeds bui- tcn het bereik onzer verbeelding, door zekere beelden moeten wij haar ter hul pc komen; want hoewel de getallen den afstand wel uit- drukken, toch spreken zij niet genoegzaam tot ons. Wij kennen de duizelingwekkende snelheid van het licht; in eene
enkele seconde doorvliegt het eene ruimte van 298,000,000 meters of ongeveer 40,000 geogr. mijlen, dat is meer dan zevenmaal de om- rek onzer Aarde. Welnu een lichtstraal van de door Bessel gemetene ster uitschietend heeft 0 volle jaren noodig om ons oog te treffen. Wanneer wij ons op Aarde de grootste afstanden voorstellen, honderd en duizend mijlen, dan kost het reeds moeite ons eene duidelijke voorstelling van zulk een weg te maken, en wij vragen hoc lang een voetganger noodig heeft om zulk een weg af te leggen. De afstand |
|||||||
|
1 Hoewel wij later do w|jze zullen verklaren , waarop zulk een afstand bepaald
wordt, is hut toch nuttig hier rood» in het kort op te merken, dat do afstand bere-
kend wordt uit hot vindon van do parallaxe. (Zie bladz. 20.) Daartoe gebruikt men do middellijn van de loopbaan onzer Aarde om de Zon. Men beschouwt eene ster op het oogenblik, dat onze Aarde twee aan elkander tegenover gestelde punten op hare baan hooft bereikt. De afstand tussohen de beide punten bedraagt dus ongeveer 40 millioen mijlen, on zoo men nu op de uiteinden van zulk een verbazend lange basis eenig verschilzicht of parallaxe der ster kan opmerken, dan berekent men daaruit don afstand. Op welke wijze men daarvoor do dubbelsterren gebruikt, wordt in het derde deel verklaard. |
|||||||
|
329
|
|||||||
|
nu van 40,000 mijlen, welke in ceiic enkele seconde door liet licht
wordt afgelegd, is als een afgrond voor onze verbeelding. Herinneren wij ons nu eens, dat elke dag 8(5,400 zulke seconden heeft; na een enkelen dag zou dus de lichtstraal een afstand doorvlogen hebben zes- maal verder dan de meestverwijderde der bekende planeten, en heeft dan toch nog niet het \' ,000 gedeelte van zijn weg afgelegd; want om van ster Gl tot ons oog doortedringen, moet hij 3441 dagen gebruiken. Bij onderscheidene sterrenkundigen ontmoet men verschillende opga-
veu van de parallaxe der vaste sterren. De reden daarvan is de bui- tengewone moeielijkheid om zulke geringe afstanden te meten; want met de grootste kijkers en de volkonienstc werktuigen van den tegenwoordigen tijd, kan men deze niet met volstrekte nauwkeu- righeid bepalen. Wanneer men bijv. een hoofdhaar, dat \' 2(, ge- deelte ecner streep dik is, op den afstand van een arm lengte van ons oog houdt, dan bedekt zulk een hoofdhaar toch nog ééne minuut aan den hemel. Welnu het (iO»*e gedeelte van die dikte is ééne seconde, en de parallaxe der vaste sterren bedraagt immer slechts onderdeden van zulk eene seconde. Daaruit begrijpen wij de groote moeielijkheid om met nauwkeurigheid zulke geringe hoeken te meten, en omdat uit die parallaxe de afstand bepaald wordt, moet die bij verschillende sterrenkundigen ook verschillend worden opgegeven. Maar al kennen wij den afstand der vaste sterren niet met zekerheid, dit is toch zeker, dat zij zich niet dichter bij ons bevinden, want dan zou de parallaxe grootcr moeten wezen. Hier volgt de berekende afstand van sommige vaste sterren:
Parallaxe. Standen der aardbaan. Afstand in Lichtjaren.
millioen mijlen.
Alpha, in den Ccntaurus. O\'.Ol 22G40O 4754000 3.G2
01, in de Zwaan. 0 .35 420000 8375000 G.58
Alpha, in de Lier. 0 .2G 785600 1(5498000 12.57
Sirius. 0 .15 1373000 28833000 21.97
Arcturus. 0 .13 1G240O0 34104000 25.98
Poolster. O .10 194(5000 408GG000 31.14
Capella. 0 .04 4484000 941G4000 71.74
|
|||||||
|
De dichtst bij ons zonnestelsel komende Zon is dus meer dan 4
billioen geogr. mijlen van ons verwijderd, welken afstand men een sierrenajstand noemt; evenals men den afstand, welken het licht in 22
|
|||||||
|
330
|
|||||||
|
één jaar doorloopt, een lichtjaar noemt. Hierboven gaven wij, berekend
nit de parallaxc, den vermoedelijkcn afstand van sommige sterren, die zich het dichtst bij ons zonnestelsel bevinden; maar wanneer wij, steunende op de hypothese, dat alle vaste sterren even groot zijn en even sterke lichtkracht bezitten, onze aandacht vestigen op de ver- mindering van licht, welke wij zelfs bij sterren van de eerste grootte waarnemen, en dan daaruit besluiten tot den afstand der sterren van mindere grootte, dan duizelt onze zwakke verbeelding. Wanneer wij dan den middelbaren afstand van vaste sterren der
eerste grootte op een millioen stralen der aardbaan stellen, dan heeft het licht, om nit de sterren der zesde grootte, welke wij nog met het ongewapend oog waarnemen, tot ons door te dringen, 120 jaar noodig, en dat van de sterren der tiende grootte, welke 37 millioen aardstralen van ons verwijderd zijn , gebruikt daartoe :">S(5 zulke lichtjaren; ja, om uit de verst verwijderde sterren, welke Herschel met zijnen \'20 voet langen renzentelescoop nog kon waarnemen, tot onze Aarde te komen moet de lichtstraal cenc reis afleggen van 3541 jaren. Hieruit volgt dus, dat wij de vaste sterren niet zien in haar tegen-
woordig bestaan, maar zooals zij bestonden voor 50 of 100 of meer jaren. .Sterren dus, die ons thans nog lichtend schijnen, kunnen jaren en ecuwen reeds uitgedoofd zijn, en de nieuwe sterren, welke men soms waarneemt, straalden reeds voor ecuwen aan den hemel, want de eerste lichtstraal was nog niet tot ons doorgedrongen \'. Iedere poging om zich zulke afstanden eenigszins zinnelijk voor te
stellen lijdt schipbreuk, en valt dikwijls in het belachelijke, en toch is hier slechts sprake van die vaste sterren, welke met betrekking tot millioencn anderen nog genoemd kunnen worden tot de dichtst bij ons zijnden te belmoren. Wanneer wij uit de dichtst nabij zijnde vaste ster, uit de Alpha
van den Ccntaurus, eens de ganschc baan beschouwen konden, welke onze Aarde in een jaar om de Zon maakt, en welke ecne middellijn |
|||||||
|
1 I$ü dergelijke berekeningen gaat men uit van «Ie hypothese, dat do snelheid van
het licht, namelijk 40,000 molen ledere seconde, dezelfde is, ook buiten ons zonne- stelsol; de waarneming van de verduisteringen der .lupiter-wachters, zooals wij later zullen zien, heeft ons geleerd, dat hot licht zulk eene snelheid bezit; maar wie verzekert ons, dat zulk eene snelheid geen ware slakkengang is, vergeleken met de snelheid, welke de lichtstraal bezit buiten ons zonnestelsel; die afstand ge- nieten door den tyd, welken het licht noodig heeft, is dus eene zuivere hypothese. |
|||||||
|
331
|
||||||
|
heeft van ongeveer 40 millioen mijlen, dan zou die gansebe baan in
hare uitgestrektheid ons zoo klein toeschijnen, dat zij achter een draad van nog geene streep dikte op een nieter afstand van ons oog gemakkelijk verborgen kon worden; met andere woorden de lengte van die 40 millioen mijlen zou tot een enkel punt voor ons inkrimpen. Wanneer onze Zon eens geplaatst was op den afstand van de dichtst nabij ons zijnde vaste ster, dan zou volgens de regelen der optica haar licht voor ons zijn afgenomen tot op die kracht, waar- mede sterren van de eerste grootte schitteren. Daaruit begrijpt men reeds zonder de op bladz. 305 vermelde bewijzen, dat het onmogelijk is, dat de sterren haar licht van onze Zon verkrijgen. Iedere vaste ster is dus cenc Zon, die met eigen licht bedeeld is, het middelpunt van wellicht een gansch stelsel planeten met hare wachters en ko- nieten evenals onze Zon. Wanneer de afstand der vaste sterren zoo buiteinnatc groot is, boe
groot moet dan bet lichaam niet wezen, dat op zulk een afstand nog zichtbaar is. De werkelijke grootte echter van die zonnen buiten ons stelsel blijft eene gissing, en eene bepaalde berekening kan er niet over gemaakt worden, want de schijnbare niiddellijn der helderste sterren blijft steeds, zelfs in de grootste telescopen, zoo klein, dat eene meting onmogelijk is. Een spinrag, in het brandpunt van een kijker geplaatst, bedekt en verbergt de gansche schijf van de vaste ster, en om de ware grootte van een hemellichaam te berekenen, moet men behalve de parallaxe ook de schijnbare middellijn kennen1, en zulks is tot nog toe met de nauwkeurigste en fijnste werktuigen en den grootsten kijker eene onmogelijkheid. Toch kunnen wij met groote waarschijnlijkheid aannemen, dat zoo
er al onder de vaste sterren velen zijn, die met onze Zon in grootte niet verschillen, er toch ook zullen zijn, welke baar in grootte verre overtreffen. Zooals onze Zon de haar omringende planeten en wachters overtreft, zal er zeker in die stelsels, waar zonnen om zon- ncn wentelen, ook eene wassende maat van grootheden bestaan. Struvc geeft ons in zijn geschrift over het meten der dubbelsterren
daarvan een voorbeeld. Hij nain met groote nauwkeurigheid de dub- |
||||||
|
1 De parallaxe van eene vaste ster staat tot de schijnbare iniddellnn in dezelfde
verhouding als de straal der aardbaan staat tot de ware middeUtyn van de ster. 22*
|
||||||
|
332
|
|||||
|
helster waar uit den Grooten Beer, Zèta genaamd, waarover wij
bladz. 313 reeds spraken. Die beide zonnen zijn door onderlinge aan- trekkingskraclit tot één stelsel vereenigd. Hare massa\'s overtreffen die van onze Zon 117 en 42 maal. Wanneer wij nu in die beide li- chamec dezelfde dichtheid aannemen, als in onze Zon, dan ziju hunne middellijnen 5 en 3\'/, maal grooter dan die dezer laatste, en daaruit den inhoud van een kogel berekend (onder welken vorm wij ons die hemellichamen moeten denken) komt men tot het besluit, dat die beide vaste sterren 125 en 43 maal grooter zijn dan onze Zon. Bij den afstand dezer beide sterren van onze Aarde op 7\'., millioen zonueafstanden, ieder van 23 millioen mijlen, schat men dan de schijnbare middellijn op \'/M0 en V5es gedeelte eener seconde. Dat zulk een gering gedeelte eener seconde niet gemeten kan worden is duidelijk, hoe fijn ook de metingswerktuigen zijn, hierin toch blij- ven zij in gebreke. Hoeveel wij ook bij dergelijke opgaven op gissin- gen moeten steunen, is bet toch ecne soort van maatstaf, waardoor wij cenig begrip verkrijgen van die matelooze ruimte buiten ons. Wanneer de naast bij ons geplaatste vaste ster, welke eenc parallaxe
heeft van ongeveer ééne seconde, cene schijnbare middellijn bezat van ook ééne seconde, dan zou zulks wijzen op ecne ware middellijn van ongeveer\'40 millioen gcogr. mijlen lengte, namelijk gelijk aan de gansche middellijn van de aardbaan. De geleerde Olbers heeft uit photometrischc berekeningen opgemaakt,
dat de lichtglans van onze Zon 97000 millioen maal sterker is dan die eener vaste ster, en omdat de lichtkracht afneemt volgens bet kwadraat van den afstand, zoo moest onze Zon 310000 maal ver- der van ons verwijderd wezen, dan zij thans is, om in lichtglans eene vaste ster van de eerste grootte te evenaren. De Zon zou dus 310000 x 20 millioen, dat is (5 billiocn mijlen van ons moeten ver- wijderd staan. Wanneer wij nu zien, dat de heldere ster Sinas ongeveer 50 bil-
liocu mijlen van ons verwijderd is, dus nog acht-maal verder, en dat zij daar straalt niet dezelfde lichtkracht, welke onze Zon zou hebben op den afstand van (! billiocn mijlen, boe reusachtig groot moet dan dat hemellichaam niet wezen. Ziedaar slechts eene enkele schets van het voor ons zichtbare heel-
al, waarop wij later zullen terugkomen, wanneer wij volgens de nieuwste ontdekkingen der sterrenkunde niet alleen de enkele sterren, |
|||||
|
3;};}
|
|||||
|
maar hare groepeeringen en stelsels nader zullen beschouwen, en
toch dat alles is zeker maar een zeer klein gedeelte van het groot geheel, dat voor geen menschelijk oog te bereiken is. \'t Is slechts de voorhof van den onmeetbaren tempel, welken de Almachtige voor zich heeft gebouwd, en waarin geen sterveling, hoc ook toegerust met de volmaaktste kunstmiddelen een blik kan slaan, want wie kent de eindpalen der schepping ? § 2. De sterren zijn niet onbeweeglijk. — Meting en waarneming van die bewe-
ging; snelheid. — Beweging van ons Zonnestelsel. — Richting van die bewe- ging in de ruimte. — Centraalzon. Behalve de dagelijkscbe beweging der vaste sterren, waardoor zij
op- en ondergaan, en welke slechts schijnbaar is, omdat zij voortkomt uit de wenteling, welke wij met onze Aarde maken, hebben zij toch ook eenc ware en eigene beweging, waardoor zij voortrukken langs de haar bestemde baan. Langen tijd meende men, dat de vaste ster- ren onveranderd den stand behielden, waarin zij zich aan ons oog vertoonen, en onbeweeglijk waren even als de Zon, daarom gaf men haar den naam van vaste sterren, in tegenstelling met de sterren van ons zonnestelsel, welke men planeten of dwaalsterren noemde, om- dat de verplaatsing van deze laatsten duidelijk was waar te nemen. De nieuwere sterrenkundige waarnemingen met de zoo volmaakte meet- werktuigen hebben het thans echter zeker gemaakt, dat noch de Zon, noch de vaste sterren onbeweeglijk zijn, maar dat zij zich in de ruimte bewegen, zoodat geen enkel hemellichaam in rust is, maar de beweging de groote en eenvoudige wet is, eigen aan alle deelen van het groot heelal. De beweging hebben wij bij de beschouwing van ons zonnestelsel in
al zijne deelen reeds waargenomen. De planeten met hare wachters zagen wij op eene tweevoudige wijze bewegen, rondom hare as en rondom het brandpunt barer baan; de Zon, de kometen zagen wij evenzoo in duizeleude vaart, zelfs buiten de grenzen van onze plane- tenwereld, voortgeslingerd; bij de Zon namen wij reeds waar, dat zij in ongeveer 25 dagen om zich zelve wentelde. Welnu die Zou be- wcegt zich ook op hare baan in de ruimte, terwijl zij als eenc vorstin baren stoet van planeten en kometen met zich mede voert. Ouze Zon is dus het onderdeel van een stelsel, dat ons nog onbekend is, en mis- |
|||||
|
334
|
|||||
|
schicn heeft zij millioenen ecuwen noodig om hare baan rond teloopen.
Evenzoo is het met de zonnen buiten ons stelsel; van velen is
reeds met zekerheid die beweging waargenomen, en heeft men de snelheid en richting van hare verplaatsing bepaald. Eene gemeenzame vergelijking zal ons doen begrijpen, hoe het
mogelijk is, zich van zulke feiten te verzekeren. Verbeelden wij ons eens op eene uitgestrekte vlakte te wezen, die overal in verschil- lende richtingen doorkruist wordt door wandelaars, rijtuigen, spoor- treineu, enz. dan bemerken wij aanstonds, dat, hoe dichter de zich bewegende voorwerpen bij ons zijn, des te sneller hunne beweging schijnt. De beweging van een langzameu wandelaar in onze nabij- hcid schijnt dan veel sneller dan de beweging van den spoortrein, welken wij aan den horizon waarnemen; zoodat het ons zal toeschijnen, dat de zich bewegende voorwerpen, die zich aan den gezichteinder verliezen, voor ons oog bijna onbeweeglijk zijn. Nemen wij echter een goeden kijker ter hand, dan verkrijgen zij op nieuw de snelheid, welke de afstand hun had doen verliezen. Evenzoo gebeurt het met de vaste sterren, die ons overal omringen.
Haar afstand is, zooals wij hierboven zagen, zoo verbazend groot, dat hare verplaatsing ons niet in het oog valt, en zij onbeweeglijk schijnen. De krachtige kijkers en nieuwere werktuigen vooral, waar- mede men zelfs onderdeden van seconden nauwkeurig meet, hebben het echter mogelijk gemaakt, waar te nemen, dat vele sterren zich met ongelijke snelheden en in verschillende richtingen verplaatsen. Zulk eene verplaatsing is voor ons oog zeer gering, want men kent tot nu toe geene enkele vaste ster, wier verplaatsing aan den hemel jaarlijks meer dan 10 seconden bedraagt, alleen na eeuwen kan zulk eene plaatsverandering duidelijk worden waargenomen. Aan Halley komt de eer toe het eerst die veranderingen te hebben
waargenomen, want door de vergelijking van den sterrenstand niet de oudere opgaven van PtolomeUs, kwam hij tot de overtuiging, dat de heldere sterren Sirius, Arcturus en Aldebaran haren stand aan den hemel veranderd hadden. Hier volgt eene opgave van eenige sterren, welke de grootst be-
kende eigene beweging bezitten: Jaarl. eigene beweging.
21 ül Schip 7",87. .
« Indiaan 7 ,74.
|
|||||
|
335
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Iedereen begrijpt, dat hier slechts sprake is van cene schijnbare
beweging, welke door hoeken genieten wordt; om de ware beweging of de snelheid, waarmede die lichamen op hunne baan voortwentelen te kennen, moet de afstand bekend wezen, en daaruit heeft men de berekening gemaakt, dat bijv. de ster 1830 van Groombridge eene snelheid bezit van ongeveer 20 mijlen in de seconde. Zulk eene be- rekening rust echter op de vooronderstelling, dat men de hoekbewe- ging van het hemellichaam met juistheid heeft gemeten. De waarge- nomene beweging kan echter een zeer groot verschil opleveren, naar- mate de richting van de baan is, waarop zich het hemellichaam be- weegt. Immers, om bij de vergelijking van de hierboven vooronder- stelde vlakte te blijven, zullen de personen, die in de verte ons in eene dwarsche richting voorbijwandelen, grootere hockbeweging maken dan de voortsnellende spoortrein op denzelfden afstand, die zich in eene van ons afgewende richting verwijdert. Het kan dus zijn, dat wij op de baan van de vaste ster i» eene schuine richting zien, en dat de hockbeweging veel grooter zou wezen, wanneer die baan te onzen opzichte dwars liep, en daarom kan de ware snelheid veel grooter zijn, hoewel de nu reeds berekende, die van onze planetenwereld verre overtreft; want hoewel onze Aarde zich met zulk eene wondervolle snelheid op hare baan om de Zon beweegt, is toch hare beweging vijfmaal langzamer dan die, welke ster 1830 uit de Jachthonden bezit. 1 Groombridge, een Engelsch sterrenkundige in 1832 gest., heeft eene catalogus
van cimimpolair-sterren uitgegeven, welke h(j door getallen aanduidt. De hier ge- noemde ster bevindt itch in het sterrenbeeld de Jachthonden. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
336
|
||||||
|
Daar de vaste sterren zich dus ook bewegen, en wel in verschil-
lcnde richtingen, zoo volgt daar noodzakelijk uit, dat zij haren on- derlingcn stand langzamerhand veranderen, en dat de sterrenbeelden voor onze Aarde na eeuwen den vorm niet meer zullen hebben, waarin zij zich thans aan ons oog vcrtoonen. Zoo zal bijv. de eigenaardige vorm van het prachtige Zuider-Kruis niet bewaard blijven, omdat zijne sterren zich in verschillende richting en met ongelijke snelheid van elkander verwijderen; hoevele milliarden eeuwen echter er nog ver- loopen moeten tot aan eene geheele oplossing van het kruistiguur is niet te berekenen. De waarneming, dat de vaste sterren zich langs bepaalde banen in
de hemelruimte verplaatsen, moest noodwendig tot de gedachte bren- gen, dat onze Zon, die in alles geheel overeenkomt niet de vaste sterren, ook in die algeineene wet der natuur moet deelen, en met hare planeten dus evenzoo op hare baan om een brandpunt moet loopen. Lalande was de eerste, die in 177<> het denkbeeld van eene ver-
plaatsing onzer Zon ter sprake bracht. Hij ging uit van het beginsel, dat omwenteling zonder omloop onbestaanbaar is. Maar omdat het noodzakelijk is, dat de Aarde met al de planeten en kometen, welke van de Zon afhangen, in die beweging deelt, zoo bonierken wij die verplaatsing niet dan alleen na tal van eeuwen, waarop men dichter bij eenige vaste sterren zal gekomen zijn, en zich verder van anderen zal verwijderd hebben; dan eerst zal men kunnen waarnemen in welke richting ons zonnestelsel zich door de hemelruimte voortbeweegt. Fontcnelle, Bradley, Maycr en Lambert hadden vroeger reeds de
verplaatsing der Zon als eene zeer waarschijnlijke hypothese aangc- nomen, zonder haar echter zoo bepaald te formuleeren als Lalande deed. „Iedere vaste sier", zoo schreef Lambert in de vorige eeuw in zijne cosmologische brieven, „heeft in de hemelruimte hare bepaalde „baan, welke zij doorloopt. omringd door hare planeten en kometen.1\' Wanneer men bewijzen kan, dat ieder lichaam dat eene rondwente- lende beweging heeft, ook noodwendig eene baanbeweging moet heb- ben, dan zou hieruit volgen, dat onze Zon ook zulk eene baanbewc- ging bezit, omdat wij waarnemen, dat zij om hare as wentelt. „Het „schijnt wel", zoo schrijft hij, „dat het mechanisme der wereld het ver- „band tusschen die beide bewegingen eischt, hoewel wij er niet dui- „delijk de reden van inzien. Wat echter buiten twijfel is, is dat de „Zon zich verplaatst"...... En later over de eigene hewegingen der |
||||||
|
*
|
||||||
|
337
|
|||||||
|
vaste sterren sprekende, voegt hij er hij: „omdat de schijnhare verplaat-
„sing der vaste sterren van de heweging der Zon zoowel als van „hare eigene heweging afhangt, zullen wij daaruit kunnen hesluiten „in welke richting ons zonnestelsel zich he weegt. Maar hoeveel tijd „ zal er nog moeten voorbijgaan, voordat wij den omloop der Zon zul- „len kennen. Wellicht is een platonisch jaar \' (2G(XX) jaar) nog te „kort. Misschien heeft de Zon zulk een jaar noodig om een enkel „teeken van haren Zodiak te doorloopen." Aan den grooten W. Herschel was het voorbehouden datgene,
wat slechts gissing en theorie was, tot een vasten grond van waar- neming te maken, en hoe stout ook de hypothese was over de ver- plaatsing der Zon, stouter was de arheid om zulk eene hypothese wetenschappelijk te bewijzen; want om tot eene zekere uitkomst te geraken was het noodig al de oorzaken, die invloed kunnen hebben op de schijnbare verplaatsing der sterren, zooals de vooruitgang der evennachten, de mutatie van de as der Aarde, de jaarlijksche om- loop onzer Aarde om de Zon, de aberratie van het licht deugdelijk te onderscheiden, en eerst dan, wanneer de invloed van deze oorzaken berekend en gekend is, kan men tot de ware beweging besluiten. Om de wijze duidelijk te maken, waardoor men én de beweging
van onze Zon én hare richting bepaald heeft, gebruiken wij een voor- beeld uit het dagclijksch leven. Men verheelde zich op eene nitge- strekte vlakte te wezen, welke men van het zuiden naar het noor- den doorwandelt. Vóór en achter ons, rechts en links wordt de vlakte door eene groote menigte inenschen in-verschillende richtingen doorkruist. Wanneer wij een tijd lang op die vlakte stilstaan, dan nemen wij rondom ons bewegingen waar in allerlei richtingen, maar wandelen wij naar het noorden, dan zullen ons meer menschen tegenkomen dan met ons gaan, omdat wij voortdurend eenige men- schen inhalen. Achter ons, in het zuiden, zal het schijnen, alsof de menschen talrijker en nauwer opeengedrongen zijn, terwijl daaren- |
|||||||
|
\' Platonisch jaar noemt men de tijdruimte, waarin de polen van den aequator
hun omloop om de polen van de ecliptica volbrengen; met andere woorden, de t(jd, welken de snijpunten van den aequator en der ecliptica noodig hebben om een gansenen omloop te volbrengen, daar z(j zich ieder jaar ongeveer 50" verplaat- Ben, of nauwkeuriger 50",2113; zulk een omloop noemt men platonisch jaar, en duurt 25811,14 Jaren. De oorzaak dier verplaatsing zullen wj in het derde deel verklaren, wanneer wij spreken over de praecebsie der evennachten. |
|||||||
|
338
|
|||||
|
tegen in liet noorden, waarheen wij wandelen, de menschen minder
talrijk schijnen en meer van elkander verwijderd zijn. Juist zoo is het met onze Zon. Te midden van het ontelbaar heir van
vaste sterren is zij een wandelaar gelijk, die omringd door millioenen sterren haren weg vervolgt; wanneer men nu het punt aan den he- mel kon waarnemen, waar de sterren zich meer en meer van elkander verwijderen, en het punt in tegenovergestelde richting, waar de sterren elkander meer en meer schijnen te naderen, dan kan men de richting be- palen, waarheen ons zonnestelsel zich beweegt, hoe eenvoudig dit vraagstuk ook theoretisch is, zoo samengesteld is de nauwkeurige en rechtstreekschc waarneming. Herschel, en gelijktijdig met hem Pre- vost, bepaalde het punt aan den hemel, waarheen de richting is van ons zonnestelsel, en wel dicht bij de ster * in het sterrenbeeld Her- cules. De bepaling echter van die richting vond toenmaals onder de geleerden geen algemeenen bijval, want als onze Zon zulk eenc ver- plaatsing ondergaat en evenzeer de andere vaste sterren zich bewegen, welk middel is er dan, om de schijnbare van de ware verplaatsingen te onderscheiden. Dit gat\' aanleiding dat Argclander vijftig jaar later het vraagstuk
aan eenc nieuwe bewerking onderwierp; in de vooronderstelling, dat ons zonnestelsel zich bewoog, moesten de sterren, waarheen de rich- tingwas, uit elkander treden, de sterren, vanwaar de richting kwam, zich nader bij elkander voegen, en de sterren, welke zich in een rechten hoek met die vooronderstelde richting bevonden, moesten de grootste plaatsveranderingen aanduiden. En werkelijk vond hij door de waarneming van .590 sterren dat drievoudig gevolg en bepaalde het punt, waarheen de richting van ons zonnestelsel was, evenals Her- schel in het .sterrenbeeld Hercules en wel 259° 35 .1 rechte opklimnuning. .\'54° 33\'.6 afwijking,
dat is tusschen de Kroon en de Lier, en wel tusschen de beide ster ren «enji van Hercules. Struve heeft getracht de snelheid dier beweging te bepalen, en stelt
de hoekbeweging, welke onze Zon gedurende een jaar maakt, wan- neer die op den middelbaren afstand der vaste sterren zou waargeno- men worden, op O",34, welk getal gelijk staat met 1.023, wanneer wij den straal der aardsche loopbaan tot eenheid nemen, \'s Jaarlijks dus snelt, volgens Struve, ons zonnestelsel 1.023 maal de straal der aardbaanof 20.000000 geogr. mijlen, dat is 32.40OOOO mijlen, op hare |
|||||
|
.;:;;»
|
|||||
|
baan voort, dus ongeveer 90.(XK) mijlen daags of 1,2 mijl iedere
seconde. De waarneming heeft hier alzoo weder de theorie bevestigd, en de
verplaatsing van ons zonnestelsel in de hemelruimte is bewezen. Wanneer ons zonnestelsel zich op zijne baan voortbeweegt, blijft
de vraag over naar den aard van die beweging, of de Zon zich ook om een middelpunt beweegt, zooals wij in ons stelsel bij de planeten waarnemen, of zij op zich zelve een sterrenstelsel uitmaakt en een gedeelte is van het groote Melkwegstelsel, dan wel of onze Zon de wachter is van eene andere grootere Zon. In de vooronderstelling, dat ons zonnestelsel eene rondloopende beweging bezit, kan zulks eerst na eeuwen worden waargenomen, wanneer men eene verande- ring in de richting der beweging opmerkt, dan eerst kan men uit de kromme baan door middel der voerstralen, het brandpunt van die baan kennen. Thans kan men echter veilig aannemen, dat het onbekende middelpunt dier baan zich in eene rechthoekige richting met de loop- baan van ons zonnestelsel moet bevinden. Madler waagde het in 1840 zulk ecu centraalzon als middelpunt van het gansche sterrenstelsel te bepalen in ALCYON, de helderste van de 1\'leiaden, en deze zelve nam hij aan als de massa, waardoor de beweging van ons zonnestelsel veroorzaakt wordt. Vroeger had men die centraalzon in Sirius en ook in het sterrenbeeld Perseus gezocht, en men meende dan, dat zij onzichtbaar was en geen eigen licht bezat. Miidlers waarnemingen wezen op Alcyon in de Pleiaden, omdat de
sterren, die in rechte lijn met Alcyon achterwaarts stonden, eene onmerkbare, maar de meest verwijderde sterren, de grootste eigene beweging vertoonden. Thans echter gelooft men, dat er geene centraalzon bestaat, maar
men neemt wel in de nabijheid van Alcyon een punt aan, dat men beschouwt als het middelpunt, om hetwelk de beweging der sterren van den Melkweg geschiedt, waartoe zooals wij later zullen zien, ook onze Zon behoort. De tegenwerping, hoe dan zulk een punt zonder eenige massa in-
vloed kan hebben op de bewegingen, die rondom dat punt geschie- den, zoekt men op te lossen door te zeggen: alle hemellichamen oefenen wederkeerig op elkander eene aantrekking uit, en uit al die aantrekkingen ontstaat als produkt eene zwaartekracht, welke als cen- traal-attractie op de hemellichamen werkt en hen in hunne banen houdt. |
|||||
|
340
|
|||||||
|
Het middelpunt nu van die ccntraalkrncht kan in het zoogenaamde
ledige vallen, dat is, behoeft niet aan eene massa te zijn vastgehecht. Dat zulk eene bepaling van het middelpunt van het heelal cenc zuivere hypothese blijft, is duidelijk genoeg; de vermelding echter al- leen van zulke gissingen geeft ons nieuwe inzichten in de samenstel- ling van het heelal: geen lichaam in het wijduitgestrekt heelal is on- beweeglijk. De Maan wentelt om onze Aarde, terwijl zij tegelijk met de Aarde en met alle andere planeten haren jaarlijkschen tocht om de Zon volbrengt; die Zon loopt tezelfdcr tijd met al hare planeten langs hare baan rondom een nog voor ons onbekend middelpunt, dat ook niet onbeweeglijk is, maar eveneens op zijne baan voortsnelt om een punt van hoogere orde. Wie weet waar die ineengrijping van banen en wereldstelsels ophoudt! De gansene melkweg met zijne millioenen zonnestelsels, wat is hij anders dan een archipel in een oceaan, -maar een archipel, die in de diepten van het hcinclruim voortrukt, zooals al de melkwegen, welke de telescoop in de diepte des hemels heeft ontdekt. Wie duizelt niet, wanneer hij met zijne gedachten in die peilloozc kolken zoekt doortcdringen, en in ons zelven teruggekeerd, begrijpen wij dan het sclioonc woord van den gewijden dichter: „De hemelen verhalen de glorie van God, en het uitspansel verkondigt het werk zijner handen." |
|||||||
|
IV.
Dubbel- en veelvoudige Sterhen.
§ 1. Onderscheid tusschen optische en physische dubbelsterren. — Wenteling der
dubbelsterren. — Optelling der voornaamste berekende dubbelsterren. — Eenheid
der natuurwetten. — Wachter van .Sirius. — Stelsels van veelvuldige Zonnen. DUBBELSTERKEN noemt men een sterrenpaar, dat schijnbaar zoo
dicht bij elkander staat, dat het ons met het blootc oog en niet zeer zwakke kijkers als ééne ster toeschijnt, zoodat men een krachtigen kijker noodig heeft om de beide naast elkander zich bevindende sterren te onderscheiden. Gewoonlijk telt men onder de dubbelsterren ieder paar, dat minder dan 32" van elkander afstaat, en bevinden zich |
|||||||
|
341
|
|||||
|
binnen dien afstand nog andere sterren, dan noemt men zulk eene
vereeniging eene drie-, vier- of meervoudige ster. Wanneer men nu zulke in elkanders nabijheid geplaatste sterren
waarneemt, kan zich eeu tweevoudig geval voordoen, 1" de oorzaak hunner nabijheid kan liggen in de perspectief. Zij kunnen immers op verbazend verre afstanden achter elkander liggen, en toch den schijn voor ons hebben, alsof zij zich zeer dicht naast elkander bevinden, en 2". zij kunnen zich in werkelijkheid zoodanig bij elkander bevinden, dat zij zich even ver van onze Aarde bevinden en met elkander een stelsel uitmaken; daarom maakt men bij de dubbelsterren onderscheid tusschen optische, zooals de eerste soort, wier korte afstand slechts schijnbaar is, en phijsische zooals de tweede soort, die zich werkelijk zoo dicht bij elkander bevinden. De kennis der dubbelsterren begon eerst met de uitvinding der
verrekijkers, en Gallileï noemde ze reeds geschikt om de parallaxe der vaste sterren te kennen; hij ging van het denkbeeld uit dat hare nabijheid slechts schijn was, en dat zij zich in werkelijkheid op verren afstand de een achter de andere bevonden. Negentig jaar later spraken Lainbert en Michell het vermoeden reeds uit, dat de dubbel- sterren eigene stelsels vormden, en in 1778 sprak de Manheimer ster- renkundige, Christiaan Mayer, reeds van de wachters der vaste sterren; omdat hij echter duhbelsterren noemde dezulken, die 2 ja 3 graden van elkander stonden\', verwekte zijne bewering slechts twijfel en spot. Aan William llerschel bleef het voorbehouden de rijke wereld der
dubbele en meervoudige sterren voor de verbaasde oogen der men- schen te ontsluiten, en door de waargenomene bewegingen leverde hij het bewijs, dat vele duhbelsterren physisch tot één stelsel verbonden waren. In 1782 gaf hij eene lijst uit van 846 dubbelsterren, wier on- derlinge afstand minder dan 30" bedroeg. Het aantal tot nu toe bekende dubbelsterren bedraagt ongeveer GOOO,
van welke de meesten deels om hare om elkander loopende bewe- ging, deels om haar gemeenschappelijk voortgaan in de hemelruimte, zich als physisch met elkander verbonden, hebben bewezen. Gelijk wij in ons zonnestelsel de planeten door de zwaartekracht aan
de Zon gebonden zien, zoodat zij om dat gemeenschappelijk middel- punt rondwentelen, zoo zien wij in de diepte des hemels, hoe daar zonnen om zonnen wentelen, onderworpen aan de zelfde Ncwtousche wet der zwaartekracht, en dat zulk een stelsel niet willekeurig is, |
|||||
|
342
|
|||||
|
wordt duidelijk bewezen door de waarneming van den omloop om
elkander; zoo bijv. hebben de wachter van Castor, die van Eta uit Cas- siopeia, die van Xi uit den Grooten Beer sinds hunne ontdekking in 1780 reeds een gansenen omloop gemaakt. Niet alleen zien wij twee zonnen tot één stelsel verbonden, maar
het hemelruim toont ons stelsels van drie, vier en meer zonnen. In het prachtige sterrenbeeld Orion, dat door bijna iedereen gekend wordt, ziet het ongewapend oog de merkwaardige ncvelvlek, welke wij later zullen beschrijven; in het midden van die vlek merkt men cenc ster op, die zich voor het ongewapend oog als een enkelvoudig punt voordoet, maar met behulp van een krachtigen kijker ontbindt zich dat punt in vier sterren; en gebruikt men eene nog sterkere vergrooting, dan ziet men dat twee der in een vierhoek (trape- zinm) geplaatste sterren door twee kleinere vergezeld worden, ter- wijl Lassell nog eene zevende ontdekte, zoodat de Thêta van Orion eigenlijk eene zevenvoudige ster is, welk zevental tot één stelsel is verbonden, want de kleinere sterren declen in de eigene beweging van de voornaamste en grootste ster. Zal men nu na jaren hebben opgemerkt, dat de verschillende dcelcn van dit stelsel zich op hunne banen hebben verplaatst, dan is de wetenschap ver- rijkt met een feit, dat de aandacht der meetkundigen overwaardig is, namelijk de wcderkeerige en gelijktijdige bewegingen van zeven zonnen. Welk eene wondcrvolle verscheidenheid biedt de sterrenwereld ons
aan! Onze zonnewereld toonde ons reeds het grootsche schouwspel ecner centraalster, welke door meer dan honderd duistere lichamen en door duizendc kometen omringd was, die rondom dat brandpunt van warmte, licht en leven hunne wenteling en hunnen omloop volbrachten, en in de onpeilbare diepte des hemels buiten ons zonnestelsel zien wij op duizelingwekkende afstanden millioenen sterren, die ook zoo- vele zonnen zijn, wellicht ook omringd door haren stoet van pla- netcn, en onder die myriaden van wereldstelsels zijn er, welke ons de wondervolste samenstelling vertooncn van twee, drie, vier of meer zonnen, welke zich om elkander bewegen op dezelfde wijze als de planeten om de Zon. En toch heerlijke eenheid! dezelfde wetten heerschen daar, zoowel
als in ons planetenstelsel. De algcmeene zwaartekracht is het eenige geldige beginsel, dat in het wijduitgestrekt heelal hcerscht; uit den aard en de wijze, waarop zich de hemellichamen bewegen, kan men |
|||||
|
343
|
|||||||
|
besluiten tot de kracht, waardoor zij binnen hunne banen worden
gehouden; deze berekening is op zekere dubbelsterren toegepast, en men heeft bevonden, dat de kracht, waaraan zij op hare baanbewe- ging gehoorzamen, eene aantrekkende is, welke volgens het kwadraat van den afstand in kracht afneemt. Wanneer de dubbelsterren, zooals wij hierboven reeds aanmerkten,
eene gemeenschappelijke beweging vertoonen, dan is het zeer waar- schijnlijk, dat men eene pbysische samenstelling waarneemt. Het te- gendeel nu neemt men waar bij de optische dubbelsterren. Zij ver- toonen in gecnen deele eene beweging, waardoor men besluiten kan dat zij om elkander wentelen, terwijl men integendeel bij de éénc eene beweging waarneemt, waarin de andere niet deelt. Zulke op- tische dubbelsterren zijn bijv. Vega, Atliair, Pollux en Al de ba- ra n. Dan is het duidelijk, dat zij geen stelsel vormen, maar zich op ongelijken afstand van ons zonnestelsel bevinden, en alleen de rich- ting, waarin zij geplaatst zijn, doet hen schijnbaar tot elkander naderen. En toch zijn zulke optische dubbelsterren van groot gewicht geweest
voor de sterrenkunde. Üe physische dubbelsterren hebben \'s menschen kennis over het samenstel der schepping verrijkt en de eenheid der wetten getoond, waardoor God het heelal regelt, maar de optische hebben ons het middel aan de hand gegeven om de afstanden te nieten en de diepte der hemelen te peilen. In de vorige hoofdstukken hebben wij de uitkomsten van die zoo
fijne parallaxc-berekcningen reeds gegeven, later zullen wij de wijze nagaan en verklaren, waardoor men tot de oplossing van dat zoo gewich- tig vraagstuk is gekomen. \' Thans zullen wij in cenige bijzonderheden treden over de voor-
naamste dubbelsterren, wier beweging men heeft nagespeurd, hoofd- zakelijk over dezulken, welke met kijkers van middelmatige en ge- ringc kracht ontbonden kunnen worden, en welke gemakkelijk niet be- hulp der aan dit werk toegevoegde sterrenkaart gevonden kunnen worden. |
|||||||
|
1 De dubbelsterren worden met voordeel aangewend om de optische kracht van
een kyker te beproeven; hoe beter een kyker dicht bn elkander staande sterren ge- scheiden vertoont, des te grooter is zijne kracht. Voor gewone kijkers van 3 RJJnl. voeten brandpuntsafstand, richt men ze gewoonlijk op de Poolster. Ziet men die dub- bel, dan is zulk een kijker bruikbaar; grootere instrumenten toetst men aan moeie- ljjker dubbelsterren, bjjv. aan Sirius. |
|||||||
|
344
|
|||||||
|
r, Cassiopeia. De hoofdster is van de 4<~ grootte en geel, <le ge-
leider van de 7C en purperrood; hun afstand bedraagt 7",7; beiden zijn physisch met elkander verbonden, daar hunne beweging ontwij- felbaar is waargenomen, lioewel nog niet voldoende tot bepaling hun- ner baan. ^-Cassiopeia is cene drievoudige ster. Henschel zag alleen den
hcldcrsten begeleider op een afstand van 32". Struve nam de tweede kleinere waar op een afstand van 3" van de hoofdster. V Andromeda werd vroeger als dubbelster beschreven op een af-
stand van 10", de hoofdster is goudgeel en de kleine donkerblauw. Struve nam waar, dat zij eene drievoudige ster was; door een kijker van gering vermogen wordt zij gemakkelijk als dubbelster ontbonden. o 0 ri o n eene zevenvoudige ster, waarvan wij hierboven reeds spraken.
Huyghcns zag in 105(5 drie der helderste sterren van het zoogenaamde trapezium, Cassini ontdekte de vierde. De oudere Herschel ontdekte in den vierhoek niet meer dan 4 sterren. In 1820 nam Struve de 5c waar, en John llerschcl en South zagen in 1832 de 6e, terwijl de Vico nog drie andeven meent gezien te hebben, zoodat deze ster wei- licht eene negen- of meervoudige is. Een goede zakkijker toont ons reeds het trapezium, in kleur wisselen zij af in geel, blauw en wit, de afstand van de verst verwijderden bedraagt ongeveer 10". a Tweelingen, C a s t o r genaamd, de hoofdster is van de derde
grootte en haar geleider van de vierde, beiden zijn groenachtig. In bet jaar 1779 bedroeg volgens Herschel de afstand 5\' lu seconde. Struve vond die in 1819 5V, en John Ilerschcl in 1823 54/,0 seconde. De schijnbare baan is cirkelvormig, maar de waarnemingen van den standhock \' bewijzen, dat de ware baan elliptisch is. ? Kreeft, eene drievoudige ster, door een kijker van minder ver-
mogen reeds waartencnien; de hoofdster is van de 5«, de beide anderen van de 0« grootte, allen geel en in grootsten afstand 5". Heide geleisterren toonen eene merkbare beweging, de omloop |
|||||||
|
1 Stand- of p o s i t i e h o e k is de hoek , welken de geluister met de hoofdster
mankt; gewoonlijk telt men van het punt, dat de ster inneemt, wanneer zjj zich juist in het noorden van de hoofdster bevindt; wanneer zjj zich juist ten zuiden be- vindt, is haar standhoek ISO graden en juist ten noorden, O graden. Wanneer er dus van eene dubbelster gezegd wordt, dat v.\\j 200 graden standhoek beeft, beteekent zulks dat zn nog 100 graden verwijderd is van het punt juist ten noorden van hare hoofdster. |
|||||||
|
345
|
|||||
|
van de dichtstbijzijnde ster is berekend op bijna 60 jaar; de omloop
echter van de meer verwijderde, welke volgens de waarnemingen sinds Herscliel cirkelvormig is, moet weinig minder dan 1000 jaar bedragen. w Leeuw, beide sterren zijn rood. Sinds Herscliel is de afstand
voortdurend afgenomen, zoodat in 1842 de groote kijker van Dorpat ze niet meer gescheiden vertoonde: volgens de tegenwoordige waar- nemingen schijnt de omloop ongeveer 13.\'» jaar te bedragen. ,5 Leeuw, eene schoone dubbelster. De hoofdster is van de \'21\'
grootte en glanzend goudgeel, de geleider is van de 3« grootte en rood- achtig groen, met een zwakken kijker reeds waartenemen. De veran- dering in den positiehoek toont duidelijk aan, dat deze beide sterren plivsisch niet. elkander zijn verbonden. | Groote lieer, eene dubbelster van de 4e en de "v grootte, beiden
zijn wit. Toen Herscliel opliet einde van 17<S1 deze sterren waarnam, vond hij den begeleider op 4" afstand; in 1803 was de standhoek 48:14c veranderd, en daaruit leidde hij eene kringvormige beweging van de kleine ster om de groote af. In het begin van Februari 1817 had de kleine volgens berekening haar perihelium bereikt. r, K r o o n. De hoofdster is van de ;V grootte en de begeleider van
de <)•\', beiden zijn geel. Sinds het tijdstip, waarop Herschel ze waar- nam, heeft de geleister reeds 1 \'., maal den omloop volbracht, waar- door de bepaling van de baan betrekkelijk zeker wordt. De omloops- tijd is dus korter dan die van de planeet l\'ranus in ons stelsel: omdat de afstand nog geene seconde bedraagt, is er een krachtige kijker noo- dig ze beiden te zien. V Kroon. De hoofdster is van de 4>\' grootte en bleek groen, de
geleister van de 7\'\' en purperrood. In 182t> nam Struve haar liet eerst waar; de kleine ster bewoog zich toen schijnbaar in eene rechte lijn naar de hoofdster, zoodat zij in 1832 elkander aanraak- ten, en in 1835 de centraal bedekking plaats vond; in 184\'2 was de kleine ster weder aan de andere zijde van de hoofdster zichtbaar; de afstand bedraagt slechts een klein gedeelte eener seconde, zoodat alleen een zeer krachtige kijker in staat is deze dubbelster te ontbinden. ; Weegschaal, een stelsel van drie zonnen. De beide grootste
sterren zijn geel en van de 5(1 grootte, de meest verwijderde is blauw- achtig en van de 7,. grootte. Sinds Herschels tijd hebben de beide helderste sterren meer dan een halven omloop volbracht; de beweging 23
|
|||||
|
340
|
|||||
|
van de kleinste is in tegenovergestelde richting van die der andere
eu hare hoekbeweging is /.eer gering. /. Hercules, eene zeer gemakkelijk te onderscheiden dubbelster
van de 5e en t>e grootte, beiden geel. Ofschoon deze ster in 1703 reeds door Flamsteed werd waargenomen, heeft men nog geene bepalingen kunnen maken over bare liaan, de afstand bedraagt 30". <t Kroon, eene dubbelster van de ;V en 0« grootte, waarvan de
eerste geel en de tweede blauwachtig is; volgens eene opgave van Prof. Kaiser is deze ster drievoudig, terwijl de derde ster een afstand heeft van 44"; eene baanberekcning is niet geschied. ; Hercules, eene dubbelster, waarvan de hoofdster geel is en de
geleister rood, van de 3c: en <><■ grootte. In 17S2 werd zij door Herschel waargenomen, maar in 1S<>2 was de afstand zoozeer afgenomen, dat hij heide sterren niet meer onderscheiden kon. Eerst in het jaar 1*2(5 gelukte het met den grooten refractor van Dorpat de geleister te onderscheiden, maar in het volgende jaar verdween zij weder; eerst in 1<S:ï2 gelukte het opnieuw aan Struve bij eene aanwending van 800 malige vergrooting haar op nieuw te zien; de schijnbare afstand bedroeg toen 4. seconde. i Lier, een dubbelle dubbelster, bestaande uit twee sterren «en 5,
zoo dicht hij elkander, dat zij door een ongewapend oog niet ontbon- den kunnen worden, en zich als ééne ster vertoonen; hun afstand be- draagt 1\'., minuut, en een gewone zakkijker is voldoende om ze ge- scheiden te zien; gebruikt men echter een krachtigen kijker dan neemt men waar, dat iedere dier twee sterren door eene geleister vergezeld is. Beide stelsels schijnen echter om hunne gelijke beweging physisch met elkander verhouden te zijn. i Zwaan. De hoofdster is groen en van de 3>\' grootte, terwijl de
geleister aschgrauw is en van de 7r grootte. Herschel nam deze dub- belster waar in 17K3, hoewel het eerst in 1826 aan Struve gelukte de geleister weder te zien. (51 Zwaan, eene gemakkelijk te onderscheiden dubbelster van de
5e en 6e grootte met een afstand van H>", beiden goudgeel. Hoewel de waarnemingen op deze ster eene tijdruimte omvatten van bijna 100 jaar, beeft men toch nog geene bepaling over bare baan kunnen maken. Iicsscl eu Struve hebben den afstand van deze dubbelster tot onze Aarde gemeten. ï Water in a n, eene dubbelster, beiden van de 4, grootte. De afstand
|
|||||
|
347
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
tusschen beide sterren is voortdurend afgenomen, terwijl de kleine
sinds den tijd van Herschel in eene retrogade beweging een boog van 2(5° om de hoofdster beschreef, zoodat de physische verbinding tot één stelsel niet te betwijfelen is. De dubbelsterren, welke door een gewonen achromatischen kijker
gemakkelijk ontbonden kunnen worden, zijn: ? groot e Beer, 7 An- dromeda, 0 Slang, x Herkules, ? Lier. De volgenden verei- schen een kijker van sterker vermogen: Castor, r. Bootes? Kreeft, w Vis se hen, a kleine Beer of Poolster. De oorzaak, waar- om sommige sterren zich zoo moeielijk dubbel vertoonen, hoewel de onderlinge afstand niet zoo gering is, ligt hierin wijl het sterkere licht van de ééne ster het zwakkere licht van de andere over- schittert. De onderstaande tafel bevat eene opgave van de baanelementen der
berekende dubbelsterren. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Mïddelb. afstand.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Uitmiddel puntigheid.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Naam der Dubbelster.
f Groote Beer
ï Cassiopeia . . . Castor.....
Sirius......
« Kroon.....
? Kreeft.....
T Slangendrager.
p n
{ Herkules....
7 Maagd .....
$ Zwaan.....
« Ceutaurus....
|
Omloopstijd.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
63 % jaar
112% 520 49%
66%
87
SU
92%
36%
153% 280%0 78 V,
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Al heeft men den vorm bepaald van de baan, welke het zonnepaar
om elkander beschrijft, en den duur van die beweging berekend, toch is daarom de ware afmeting van hunne baan nog niet bekend, daar- voor moest de juiste afstand bekend zijn, waarop dat zonnestelsel zich van onze Aarde bevindt. Van twee zulke dubbelsterren, zooals wij 23*
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
348
|
|||||
|
vroeger opgaven, kent men den afstand, * uit den Centaurus, en 61
uit de Zwaan, en daaruit nu heeft men den waren ouderlingen afstand berekend, welken de beide zonnen in dat stelsel hebben. De afstand bij de eerstgenoemde bedraagt ongeveer 2(M) millioen geogr. mijlen; vergeleken met de afstanden in ons zonnestelsel van de planeten tot de Zon, zouden die beide zonnen zoover van elkander verwijderd zijn als Saturnus van onze Zon. De loopbaan van den wachter van 151 uit de Zwaan heeft een straal ongeveer 45 maal grooter dan de af- stand van onze Aarde tot de Zon. namelijk \'.HM) millioen geogr. mijlen. Hoe verbazend zulke eene afmeting ook is, toch krimpt zij wegens den
afstand tot één punt te /.amen, alleen een machtige kijker is in staat eenigen afstand waartenemen. Al laat de nauwkeurigheid en juistheid, waarmede men de elemen-
ten dier zoo ver verwijderde zonnestelsels berekent, ook al iets te wen- schen over. toch is bet eene wondervolle uitkomst, vooral wanneer die gesteund wordt door betrouwenswaardige waarnemingen. En toch liet is nog niet alles: zonderling zelfs klinkt bet, dat men bij be- nadering de massa van dergelijke stelsels berekent; uitgaande van de vooronderstelling, welke thans genoegzaam is bewezen, dat dezelfde krachten bij de sterren buiten ons stelsel werkzaam zijn als in ons stelsel, heeft men bevonden, dat die kleine ster (11 uit de Zwaan, welke voor het ongewapend oog nauwelijks zichtbaar is, eenderde zwaarder is dan onze Zon, terwijl de beide sterren, welke het stelsel Alpha uit den Centaurus uitmaken, te /.amen eene massa bezitten kleiner dan de helft van onze zonneniassa. Weinige jaren geleden ontving deze theorie eene waarlijk schitte-
rende bevestiging. Wie kent Sirius niet, de schitterendste onder de vaste sterren aan den hemel. Toen de geleerde Uessel in 1840 de beide sterren, Sirius uit den Grooten- en Procyon uit den Klei- nen Hond, aan een nauwkeurig onderzoek onderwierp, kwam hij tot de overtuiging, dat beiden zekere storingen in hunne bewegin- gcu toonden, die veroorzaakt moesten worden door dicht bij haar ge- legen massa\'s. Niettegenstaande het groote gezag van Hossel beschouwde men toch die bewering als ongegrond, te meer toen in LS47 Fuss in Pnlkowa beweerde, dat de door Uessel gevondene onregelmatigheden in de beweging dier beide sterren zeer goed door eene rechtlijnige baanbeweging verklaard konden worden. In 1856 hielden Peters in Altona en Schubert zich opnieuw met de berekeningen van Bessel |
|||||
|
349
|
|||||||
|
bezig, en beiden verkregen dezelfde uitkomst als hij: alles wees op
een wachter, wiens omloopstijd men op 50 jaar bepaalde. Zoo ston- den de zaken toen Clark den ;51stl" Jan. lKtij? met den grooten kijker van Cambridge werkelijk den wachter ontdekte, die de oorzaak was van de waargenomene storingen, welke ontdekking met de groote in- strumenten der voornaamste sterrenwachten volkomen bevestigd werd. Zoo werd de verwachting vervuld, welke Struve dertig jaar vroeger
reeds uitdrukte, toen hij schreef: -"De wetten der algemcene zwaarte- "kracht zijn wij verschuldigd aan de heerlijkste ontdekking, welke de "menschelijke geest in den loop der eeuwen heeft gedaan, en wij zijn "er dicht bij om te kunnen bepalen of die wetten alleen hare toe- "passing vinden in ons zonnestelsel. dan wel of zij de wetten zijn, "waardoor het gansche heelal wordt bestuurd. De sterrenkunde gaat "dus een nieuw tijdvak tegemoet, waarin men het bewijs zal leveren, "dat de mechanica \' des hemels zich niet bepaalt tot de verschijnse- "len van onze zonnewereld, maar ook van toepassing is op de bewe- "gingen der vaste sterren." Nadat de hypothese van Besgel, over den wachter van Sirius,
steunende op de theorie der zwaartekracht, eene heerlijke bevestiging heeft verkregen, is de voorspelling van Struve vervuld, en als die tak van wetenschap, alleen in de laatste eeuw ernstig bestudeerd, reeds zulk eene schoone uitkomst levert, dan mogen wij er groote vorderingen van verwachten in de kennis der vaste sterren. Vele punten zullen echter waarschijnlijk wel immer tot het rijk dei-
gissingen blijven behooren; maar zonder tot onwaarschijnlijkheden zijne toevlucht te nemen, kan men zich toch een juist begrip vormen over de eenheid der wetten, waardoor God het Heelal bestuurt, en over de verscheidenheid der verschijnselen, welke zich voor onze waarne- ming opdoen. Daarom is het geoorloofd die ontelbare zonnen, welke wij in het ruim
des hemels waarnemen, te vergelijken met de Zon van ons stelsel. Om ieder van hen bewegen zich dan andere lichamen in vasten toestand, zooals onze planeten, of in gasachtigen toestand, zooals onze kometen; al de verschijnselen van dag en nacht en van jaar- |
|||||||
|
1 Mechanica is de leer over de beweging en over de krachten als oorzaken dier
beweging. |
|||||||
|
350
|
|||||
|
getijden hebben op die ondergeschikte hemelbollen plaats, hoewel de
schrikwekkende afstand ze voor ons onzichtbaar maakt. Hoe ver- scheiden moeten in zulk eene hypothese de verschijnselen zijn op die aardbollen, die tot een stelsel van twee en drie zonnen behooren, wier licht en warmte elkander dan eens opvolgen en dan weder vereenigd zijn; dan eens straalt er ééne dan weder ziet men twee of drie zonnen boven den horizon. Volgens het uur van den dag of den tijd van het jaar moet zulks de vreemdste contrasten opleveren. § 2. Sterrengroepen, verzameling van Zonnen, zichtbaar voor het ongewapend oog. —
Pleiaden. — Hyaden. — Praesepe. — Hootdhaar van üerenice. — Groep uit Perseus. Het voorgaande leerde ons reeds, dat de sterren met het bloote oog
zichtbaar niet zonder eenige orde en verband in de hemelruimte ver- spreid zijn; de beschouwing der dubbel- en veelvoudige sterren toonde ons tusschen die verschillende zonnen ware en natuurlijke verbindin- gen. Wanneer wij later zullen nagaan wat machtige telescopen ons in het ver verwijderde hemelruim doen ontdekken, dan zullen wij eene groote menigte sterrenhoopen waarnemen, waarin de zonnen zich zoo talrijk en op elkander gedrongen vertoonen en zulke regelmatige figuren vormen, dat het onmogelijk is er geen onderling verband in te zien. Voordat wij die archipels van werelden, die met zulk eene wónder- volle overdaad in den oceaan des hemels zijn gezaaid, nader bespre- ken, zullen wij eerst die groepeeringen nagaan, die voor het bloote oog zichtbaar zijn, en over wier verband men geen twijfel kan koesteren. In de eerste plaats de Pleiaden of het Z e v e n g e s t e r n t e,
waarvan wij vroeger reeds spraken bij de behandeling der centraal- zon van ons stelsel. Wanneer men eene denkbeeldige lijn trekt door de drie heldere sterren van Orion naar het westen, dan treft die lijn eerst de heldere ster Aldebaran met de Hyaden en daarna de Pleiaden. De oudere dichters gaven aan deze groep den naam van Hesperiden of ook wel Atlantiden. Lalande wil den naam Pleiaden afleiden van het Grieksche plein, dat varen beteekent, omdat op het tijdstij» wan- neer deze sterrengroep tegelijk met de Zon opging, namelijk half Mei, de groote vaart op de Middellandsche Zee begon. De eenvoudigste af- leiding is echter van het Grieksche woord pleiou dat meerder betee- kent; die groep bestaat uit 80 sterren, waarvan er slechts 6 met het bloote oog zichtbaar zijn. Uit den naam Zevengesternte blijkt, dat |
|||||
|
351
|
|||||
|
men er vroeger 7 telde, zoodat èénc er van of in lichtglans is afgc-
nomen of geheel verdwenen. De schitterendste is Alcyon, van de 3e grootte, Electra en At-
las zijn van de ie Cn Meropé, Ma ia en Taijgetes van de 5e grootte. Drie anderen, die echter voor het ongewapend oog onzichtbaar, en van de 7e en 8e grootte zijn, heeft men Pleione, Celeno en Asterope genoemd; hoewel er een kijker van groote kracht ver eischt wordt om in die groep een 80tal sterren te tellen, biedt toch het zien door een goeden verrekijker reeds een ongemeen prach- tig schouwspel aan. De Hyaden bevinden zich even als de Pleiaden in het sterren-
beeld den Stier; omdat zij zich echter in de nabijheid bevinden van de heldere ster Aldebaran, zijn zij voor het blootc oog moeiclijk te onderscheiden; den naam leidt men af van het Grieksche huei, het regent, omdat zij zich gewoonlijk in den regentijd aan den hemel ver- toonen. Hoewel het onderling verband van deze groep niet zoo dui- delijk in het oog valt als bij de Pleiaden, schijnt het toch moeielijk aantenemen, dat zij in geenc onderlinge betrekking niet elkander staan. Wanneer wij de ligging dier beide sterrengroepen, de Pleiaden en
de Hyaden, opmerken, zoo dicht bij den Melkweg, dat zij zich als in eene vertakking van dien grooten sterrcngordel bevinden, dan is het zeer natuurlijk die te beschouwen als behoorende tot den Melkweg, waartoe ons zonnestelsel, zooals wij later zien zullen, ook behoort. Het Hoofdhaar van Herenice, aan den oostkant van het ster-
renbeeld den Leeuw gelegen, is ook eene groep, waarvan de meeste sterren voor een ongewapend oog zichtbaar zijn; de omstandigheid, dat geene enkele heldere ster in die streek ons gezicht hindert, is voor de waarneming zeer gunstig. De beide volgende groepen, die voor het bloote oog waartenemen
zijn, bevinden zich de eene in het sterrenbeeld den Kreeft aan de west- zijde van den Leeuw, en wordt genoemd l\'raesepe of Kribbe, de andere in bet sterrenbeeld Pcrseus. Hoewel beide groepen met hot bloote oog zijn waartenemen, be-
hoeft men toch een kijker van middelmatige kracht om de sterren, waaruit zij bestaan, te onderscheiden. De hier opgenoemde groepen maken eene soort van overgang tusschen de aan het hemelgewelf verspreidde vaste sterren en de meer geconcentreerde ophoopingen, welke men met |
|||||
|
352
|
|||||||
|
den algenieenen naam van nevel vlekken aanduidt. Wanneer liet ons
gegeven was om van een meer verwijderd punt in de hemelruinite de sterren waartenemen, welke ons thans verspreid toeschijnen, dan zouden wij wellicht zien. dat zij elkander schijnbaar naderden , en zich verbonden tot ophoopingen, gelijk wij thans de Pleiaden zien, en zouden wij daar- entegen doordringen tot in zulke ophoopingen, dan zou zich eene onme- telijke ruimte voor onze blikken openen: de sterren zouden zich van elkander verwijderen en het hemelgewelf zou zich voor ons vertoonen, zooals wij het thans zien. Later, in eene beschouwing over het geheel van den zichtbaren hemel,
komen wij hierop terug, om ons een beter denkbeeld te vormen over den ganscheu bouw van het heelal. |
|||||||
|
V.
Veuaxdeki.ijke ex Nieuwe Steuren. § 1. Veranderlijke sterren. Mini uit den Walvisch en AIroI uit Perseus. — »j uit
het Schip en <5 uit de Lier.—Voornaamste veranderlijke sterren met bekende perioden. Tot nn toe hebben wij van de vaste sterren niet anders leeren ken-
nen, dan dat zij zonnen zijn, die evenals onze Zon met eigen licht bedeeld zijn. Wij kennen van sommigen den afstand, waarop zij stra- len, en van anderen de kleinste grenzen van hunnen afstand: wij namen waar, dat zij zich in de diepte des hemels bewogen met snel- beden gelijk, ja grooter dan die, welke wij in ons zonnestelsel waarnemen. Wij weten echter nog niet of de phvsicke samenstelling van die zoo ver verwijderde zonnen overeenkomt met die van onze Zou : om aangaande dit punt eenige kennis te verkrijgen bestaat er maar één, doch een voornaam middel: het licht namelijk. Langen tijd wist men door dit middel slechts twee zaken : de glans
of het licht der sterren en de kleur van dat licht, en de oudere ster- renkundigen namen reeds waar, dat sommige vaste sterren in licht- glans afnamen of vermeerderden, ook bemerkten zij de verschijning van vroeger onbekende sterren, terwijl anderen verdwenen. De nieuwe wetenschap ging echter verder, en toonde aan, dat zulke veranderingen |
|||||||
|
353
|
|||||
|
aan regelmatig tijdsverloop gebonden waren , en de duur er van werd
met nauwkeurigheid gemeten. Wij zullen liierover in eenige bijzonderheden treden. Fabricius nam
in 1596 het eerst zulk eene verandering in liehtglans waar bij eene ster uit het sterrenbeeld den Walviseh, die op de sterrenkaarten met de grieksehe letter & (omicro») geteekend staat, en welke den naam ont- ving van M i ra, de w o n d e r b a r e. Die vermeerdering en vermindering in liehtglans geschiedt zeer regelmatig. Wanneer zij in haren grootsten glans is, straalt zij gedurende veertien dagen als eene ster van de tweede grootte, daarna neemt haar licht gedurende drie maanden af, zoodat zij geheel onzichtbaar wordt zelfs in krachtige kijkers; vijl maanden lang blijft zij in dien toestand, waarna zij weder drie maan- den gebruikt om opnieuw in haren vorigen glans te stralen. Men kent tegenwoordig met groote juistheid de middelbare periode van die lichtverandering en men schat dezelve op 331 dagen en 20 uren. Men heeft bij Mira zekere onregelmatigheden waargenomen, welke het verschijnsel nog belangrijker maken, omdat ook deze aan eene bepaalde periode gebonden zijn. In haren grootsten luister bereikt zij niet immer den glans, welken zij vroeger bezat. Soms is zij ter nauwernood gelijk aan eene ster der vierde grootte, soms, zoo als den 6\'len Nov. 1799, evenaart haar licht dat van eene ster dei- eerste grootte, soms ook is zij veel langer onzichtbaar gebleven; zoo bijv. was zij van October 1<>72 tot December lf>76 onzichtbaar. Ar- gelander heeft in die schijnbare onregelmatigheid eene zekere orde gevonden; hij meent in een tijdperk vier zuke aangroeiingen en af- nemingen te hebben opgemerkt, van welke de eerste 11, de tweede 88, de derde 1~6 en de vierde 204 maal zoo lang aanhoudt als het tijdperk zelf is. Merkwaardiger nog is de ster Algol uit het sterrenbeeld Persens.
Zij schittert onafgebroken gedurende 2 dagen en 13 uren als eene
ster der 2e grootte en dan volgt een tijdperk van vermindering, waarin
zij in omstreeks 4 uren tot eene ster der vierde grootte afneemt; on-
geveer 18 minuten blijft zij in dien toestand om dan weder in bijna 4
uren tot haren eersten glans te geraken. Men heeft echter opgemerkt, dat
de duur van diegansche periode telkens korter wordt, en dezelve bedroeg
in 1784 2 dag. 20 u. 48 m. 59,4 sec.
in 1842 2 „ 20 „ 48 „ 55,2 „
in 1865 2 „ 20 „ 48 „ 53, „
|
|||||
|
354
|
|||||
|
De nieuwste waarnemingen echter toonen wederom eene verlenging
dier periode. Eene der zonderlingste sterren, welke gedurende eene eeuw de san-
dacht der sterrenkundigen bezig houdt, is de cta («) uit het sterren- beeld het Schip, dat aan den zuiderhemcl straalt en voor onze breedte onzichtbaar is. Op het einde der zeventiende eeuw behoorde deze ster tot de vierde
grootte, terwijl zij in 1751 zoozeer was toegenomen, dat men haar onder de sterren der tweede grootte tellen kon; 00 jaar later had zij opnieuw haren verminderden vroegeren glans om tot aan het jaar 1826 weer in lichtkracht toetenemen. Sinds dat tijdstip heeft zij de onregelmatigste lichtverschijningen doorloopen; dan eens schitterende als eene ster der eerste, dan weder als eene ster der tweede grootte. De snelheid, waarmede deze veranderingen elkander opvolgen, hare ongelijke perioden, de lange duur van die veranderlijkheid en de on- mogelijkheid om er tot nu eene meer ot\' minder regelmatige wet in te vinden, dat alles maakt deze ster tot een allermerkwaardigst voor- werp van den zuiderhemel. Toen zij in 1843 een glans bezat gelijk aan dien van Sirius, is zij langzamerhand zoozeer in lichtkracht afge- nomen, dat zij in 1863 voor het bloote oog niet meer zichtbaar was. Ook in de Lier bevindt zich nog eene merkwaardige veranderlijke
ster, Bèta (5) genaamd; in iedere periode vertoont deze een twee- voudig maximum en minimum in hare lichtkracht. Argelander heeft aangetoond, dat de periode, waarin zij hare lichtwisseling volbrengt, telkens 0,7 seconde langer duurt dan de voorgaande, de periode duurde in 1855 12 dag. 21 ur. 47 min. 16,8 sec. Naarmate de kaarten van den sterrenhemel volmaakter en nauw-
keuriger worden, en men daardoor de veranderingen in stand en glans gemakkelijk kan opmerken, worden ook de veranderlijke sterren tal- rijker, hoewel het moeielijker is in die verandering eene bepaalde periode te erkennen, welke soms zeer lang kan duren. De oorzaken en de over die veranderingen gemaakte hypothesen
zullen wij later opgeven, wanneer wij eerst de nieuw ontdekte sterren en het verschil in kleur hebben nagegaan. Wij besluiten dit hoofd- stuk met voor de minnaars der sterrenkunde eene lijst te geven van de voornaamste veranderlijke sterren en hare waargenomene perioden, waarin volgens Argelander die verandering plaats grijpt: |
|||||
|
355
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
§ 2. Nieuwe sterren: van Tyeho-Brahé in 1572. — Van Kepler in 1600. —Nieuwe
ster van 1866 in de Kroon. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De verschijning van eene nieuwe, vroeger onbekende ster is eene
buitengewoon zeldzame gebeurtenis. In den loop der laatste twintig eeuwen kan men er met zekerheid slechts een twintigtal optel- len; dit bewijst reeds het ongewone van zulk eene verschijning. Hierin ligt echter geen bewijs, dat wij aan eene eigenlijke nieuwe ster te denken hebben, want wellicht behooren zij tot de verander- lijke sterren met een zeer langen duur van onzichtbaarheid: hadden de vroegere sterrenkundigen, die de verdwijning van zulke sterren waarnamen, onze hulpmiddelen bezeten, dan hadden zij wellicht met krachtige kijkers waargenomen, dat alleen haar lichtglans zoodanig was afgenomen, dat zij voor een ongewapend oog onzichtbaar waren. De eerste vermelding ecner nieuw verschenen ster danken wij aan
de alles opteekenende Chinezen; ongeveer 134 jaar vóór onze tijdreke- ning namen zij eene nieuwe ster waar in den Schorpioen. Her- schel meent, dat het dezelfde is, welke volgens de getuigenis van Plinius ook door Hipparchus ontdekt werd. Omdat de aanteekeningen van zulke sterren in de vroegere eeuwen
zoo kort en zoo onzeker zijn, en slechts plaats en tijd behelzen, zvd- len wij alleen eenige bijzonderheden mededeelen over de meer jongere door bekwame sterrenkundigen beschreven nieuwe sterren. In de eerste plaats de schitterende vaste ster, welke men plotseling
in November 1572 in het sterrenbeeld Cassiopeia waarnam. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
356
|
|||||
|
Tveho lkahê, die haar, bij het klooster Herrigwadt zijnde, opmerkte ,
heeft zulke nauwkeurige aanteekeningen achtergelaten, dat men met juistheid hare plaats aan den hemel bepalen kan. Die nieuwe ster had volstrekt niet het voorkomen eener komeet, zonder nevel noch staart, behield zij gedurende de zeventien maanden, waarin zij aan den hemel straalde, onveranderd haren stand. Een buitengewoon fonkelen onder- scheidde haar van de overige vaste sterren, welke zij allen in glans verre overtrof, zoodat men haar vergeleek met Venus in hare grootste lichtkracht, midden op den dag kon men haar aan den hemel onder- scheiden. In December echter begon haar lichtglans aftenemen, zoo- dat zij in Januari 10715 reeds minder was dan Jupiter. In het be- gin van Mei was zij gelijk aan eene ster der tweede grootte, en in Maart 1574 verdween zij voor het bloote oog. Ook de kleur van die zonderlinge ster onderging groote verandering. In de eerste maanden was zij zuiver wit en ging toen in geel over, later kreeg zij deroode tint van Mars, en ten laatste kreeg zij de witte kleur terug; tot op het laatste zichtbaar zijn bleef zij steeds sterk fonkelen. Argelander heeft nauwkeurige onderzoekingen aangaande deze ster
gedaan. waarvan wij het volgende overnemen: voor 1855 bepaalde hij de plaats dier ster op KO, Ou 16m 47s<*. dat is 4° 11\' 45" en noor- del. Declin. 63° 20,6\'. Deze plaats stemt zonderling overeen met eene kleine ster van de llde grootte door d\'Arrest in Kopenhagen ontdekt. Deze sterrenkundige heeft eene zeer nauwkeurige kaart ontworpen van de plaats waar deze Tychosche ster verschenen was; daarop zijn 212 sterren opgenomen, zoodat ieder aan den hemel zichtbaar wordend voorwerp, dat op die kaart niet is aangetcekend, met zekerheid als nieuw of veranderlijk kan beschouwd worden. Vroeger had Argelan- der die zwakke ster der 11\' grootte niet ontdekt, zoodat men voor- onderstellen mag, dat zij toen nog zwakker was, en men nu vragen kan of zij wellicht de toenmaals verschenen ster is, die zich thans in eene periode van toenemende lichtkracht bevindt. In de oudere aan- teekeningen vinden wij tweemaal gewag gemaakt van eene nieuwe ster in Cassiopeia, in 945 en in 1264. Wanneer dit dezelfde ster was, zon zulks wijzen op eene veranderlijke ster met eene periode van ongeveer 300 tot 320 jaar, en nog in deze eeuw zou zij weder in hare grootste lichtkracht verschijnen. De toekomst zal leeren wat er van die hypothese waar is. Volgens Chineesche aanteekeningen werden in de 16de eeuw nog
|
|||||
|
357
|
|||||
|
twee nieuwe sterren waargenomen, beiden in liet sterrenbeeld den
Schorpioen; het is opmerkenswaardig, dat in dit sterrenbeeld vol- gens de historische aanteekeningen 5 maal eene nieuwe ster verscheen. In het jaar 1(300 werd in de Zwaan eene nieuwe ster opge-
nierkt, welke door Kepler nauwkeurig werd gadegeslagen. Wilhelm Janson ontdekte die het eerst, twee jaren later vond Kepler ze als eene ster der 3e grootte. In 1021 verdween zij, maar nam in 10;"):") weer toe tot eene ster der 8e grootte, daarna verdween zij weder totdat llevelius in lOGö haar weder waarnam, hoewelzij de 3e grootte niet weder bereikte. In 1G#2 was zij gelijk aan eene ster der 6e grootte, en is in dien toestand gebleven tot op den huidigen dag; men vindt haar op de sterrenkaarten aangeduid in het sterrenbeeld de Zwaan met bet cijfer 34 ook wel met de letter P. De laatste verschijning eener nieuwe ster viel voor op een tijdstip,
waarop de wetenschap niet krachtige en nieuwe hulpmiddelen uitge- rust in de diepte des hemels dat voorwerp kon waarnemen. In den nacht van den 12du" op den VM"1 Mei 18GG ontdekte Birming- hain te Tuani in Ierland eene heldere ster van de 2(! grootte in het sterrenbeeld de Kroon op een punt, waar het bloote oog vroeger nooit eene ster had ontdekt. In denzelfden uacht begon haar licbtkracht reeds te verminderen, zoodat zij drie dagen later tot op de vierde grootte was gedaald. Op den 20s^« .Mei was zij voor liet bloote oog reeds onzichtbaar, thans is zij eene ster der 9e grootte en alleen door goede kijkers waarteneinen, hare plaats aan den hemel is voor 18GG KO 15u 53\'» 53,<58»ee. of 238o 28\' en ND 26° 20 17,G". Zij staat aangeteekend met de letter T, wellicht behoort zij ook tot de veran- derlijke sterren niet lange perioden; later, wanneer wij de gissingen zullen bespreken over die veranderlijkheid in het voorkomen der vaste sterren, zullen wij de redenen opgeven, welke voor die hypothese pleiten; eerst willen wij echter in eenige bijzonderheden treden over de kleur, welke wij bij de vaste sterren opmerken. § :5. Verschil in kleur van liet sterrenlicht. — Enkelvoudige gekleurde sterren. -
Kleur der dubbel- en meervoudige sterren. Kleurverandering der sterren. Hypothesen over die verandering.
Üe snelle glans verandering, welke men bij de vaste sterren waar-
neemt, wanneer men ze niet het bloote oog beschouwt, gaat gewoonlijk |
|||||
|
358
|
|||||
|
gepaard met oogenbliklijke kleurveranderingen. Aan de vereeniging
dier beide verschijnselen heelt men, zooals wij vroeger reeds opmerk- ten, den naam tinteling gegeven. Tegenwoordig weet men met zeker- heid, dat deze tinteling niet in de sterren zelve is gelegen, maar dat de oorzaak er van te zoeken is in den dampkring onzer Aarde, waardoor de lichtgolven heengaan. Afgescheiden echter van die tinteling en lichtschakeering hebben
de sterren toch ook eigene en vaste kleuren, waardoor men met recht besluiten mag tot een wezenlijk verschil in haar licht; een enkele blik op den tintelenden helderen sterrenhemel overtuigt er ons aan- stonds van. Wanneer wij bijv. het licht van Sirius, Regulus, en Vega vergelijken met de helderste ster vanOrion, Beteigeuze, of met A lde ba ra n uit den Stier, dan merken wij duidelijk op, dat de drie eersten helder w i t licht bezittten en de beide laatsten daar- entegen eene roode tint. Volgens Arago kenden de Grieksche sterrenkundigen slechts twee
soorten van gekleurde sterren, rooden en witten; sinds men echter nauwkeuriger waarnemingen heeft gedaan, ontdekt men in het licht dier zoo ver verwijderde zonnen al de schakeeringen van den regen- boog. Hoewel de kijkers, door aan het waargenomen punt elke tinteling
te ontnemen, de beooideeling der kleur zekerder maken, blijft deze toch aan vele misvattingen onderhevig. In 1804 stelde de Admiraal Smyth reeds voor eene schaal te vervaardigen, wier verschillende graden tot vergelijking konden dienen. Volgens Secchi, die zich vooral met de speetraal-analyse, waarover
later, heeft beziggehouden, is de witte kleur aau het grootste ge- deelte der vaste sterren eigen. Onder de sterren, die met eene roodachtige tint bedeeld zijn, behoo-
reii behalve de hierboven opgenoeinden nog Areturus, Antares en Mi ra. Volgens llind is de kleur van alle veranderlijke sterren rood; echter is zulks geen wezenlijk kenteeken, want het licht van Algol bijv. is wit. P r o c y o n, C a p e 11 a en de Poolster zijn geel. 1 let licht van
Castor is groen en dat van Eta uit de Lier is donkerblauw. Zulke blijvende en verschillende kleuren kunnen slechts toegeschre-
ven worden aan de natuur van het licht zelve, door die zonnen uit- gestraald. Wanneer wij de hypothese van eene photospheer of gloeiend |
|||||
|
l\'I.A.V:\' X\'I.I.X
|
|||||||
|
UK STKIiliKNWKIir\'.l.l)
|
|||||||
|
KLEUR DER STERREN .
I. Sli\'iTi\'n\\>i\'in\'|i v.m x uil lirl Knus - \'.\' v. \\ ;\'ti IVvjiisu.i - • > \'>l ml il<" Awiinn
^ .S uil ilc SImmo — ó.yvan \\iiili\'onii*i|.\'i -■ il i- van l\'itssiopci.i — 7 iliililiclslcr uil licl Srliili tf \'•\'<\'■\' uil Ki\'iihvmiK - \'.\' . uil (\'ussiopoin III ,.\'• ml rlc /.\\v.v;«n II \\ ml ilcii l.i\'i\'liw. - V! i v.m Hercules lo r van IVrsi\'iis |
|||||||
|
359
|
|||||||
|
dampomhalsel, gelijk wij bij onze Zon vooronderstellen, ook op de
vaste sterren toepassen, dan zon men het verschil in kleur gemak- kelijk kunnen uitleggen door eene verschillende chemische samenstel- liug dier photospheer. Bij de dubbelsterren en de groepen van zonnen vertoont zich echter die verschillende kleur in het sterrenlicht in al haar rijkdom. Hoewel de meesten met wit licht stralen, treft men er toch ook in allerlei schakeeringen aan. Men heeft er zekeren regel in willen zoeken door aantenemen, dat de gele is ter immer de complementaire \' kleur van de h o o f d s t e r bezat, en dat zulks dus zijne oorzaak had in gezichtsbedrog; maar op dien regel zijn zoo- vele uitzonderingen, dat hij niet als regel gelden kan. Struve immers telt van 596 dubbelsterren, 375, die dezelfde kleur in gelijke sterkte bezitten.
101 met dezelfde kleur, maar ongelijk in sterkte.
120 met geheel verschillende kleuren.
De waarneming leert ons dat de blauwe kleur, welke wij waarne-
men, niet altijd optisch bedrog is, maar dat er werkelijk blauwe ster- ren bestaan. Struve heeft even dikwijls een blauwen wachter bij eene witte hoofdster waargenomen als bij eene gele. Overigens heeft men dubbelsterren opgemerkt, die beide blauw ziju, zoo bijv. <? uit de S1 a n g. Bij de gekleurde dubbelsterren ontmoet men alle mogelijke schakee-
ringen, plaat XL1X geeft er ons eenige voorbeelden van. Fig. 1 geeft volgens Herschel eene afbeelding van eene hoogst merkwaardige groep aan den zuiderhemel uit het Z u i d e r Kruis, dicht bij de ster Kappa |
|||||||
|
1 H<\'t zonnespeetruin bestaat, gelijk men weet, uit zeven of beter uit zes kleuren,
want de beide laats ten, indigo en violet, loopen in een; de volgorde dier kleuren is rood, oranje, geel, groen, lichtblauw en violet. Drie er van : rood, geel en blauw noemt men primaire (hoofdkleuren), omdat men door onderlinge vermenging van dezelve alle andere kleuren kan voortbrengen, de andere drie : oranje, groen en violet noemt men secondaire (bjjkleuren) of complementaire. Wanneer men het vlak van een cirkel in zes gelijke deelen deelt en in de volgorde van het zonnespectrum in ieder deel ééne kleur, dan ligt iedere primaire kleur tegenover die secondaire , welke uit de ver- menging der twee andere primaire kleuren voortspruit., bijvoorbeeld rood ligt tegen- over het secondaire groen, dat ontstaat uit de vermenging van geel en blauw; geel ligt tegenover violet, dat ontstaat uit de vermenging van rood en blauw; de secon- daire kleuren nu, welke tegenover de primaire staan, noemt men complementaire kleuren. |
|||||||
|
300
|
|||||
|
(*). Zij bestaat uit honderd en tien sterren, waarvan er slechts/even
de tiende grootte hereiken. Wanneer men dit voorwerp, zegt Herschel, niet een genoegzaam vergrootenden kijker waarneemt om de verschil- lende kleuren te kunnen onderscheiden, dan levert het een ongemeen prachtig schouwspel op, dat hij vergelijkt met een ju weelkistje, gevuld met veelkleurige en schitterende edelgesteenten. In den beginne maakten wij reeds onderscheid tusschen de oogen-
blikkelijke licht- en kleurveranderingen en de eigene zelfstandige kleur der vaste sterren ; deze laatste ondergaat echter ook soms merkbare veranderingen, zoodat het ontwijfelbaar is, dat sommige stenen in den loop der eeuwen van kleur zijn veranderd. De oudere geschriften noemen bijv. Sirius met rood licht bedeeld, terwijl zij zich tegenwoor- dig door hare glanzende wilhei.il onderscheidt. Twee andere dubbelsterren, eene uit den Leeuw, zie l\'l. XLIX, en
eene uit den Dolphijn, worden door llerschel beideiw/Y opgegeven, terwijl het eerste paar tegenwoordig geelgoud is met eene groen rood- achtige bijster, en het tweede paar evenzoo goudgeel, vergezeld door eene groen blauwachtige bijster. Overigens kan die kleurverandering ons geene groote verwondering
baren , wanneer wij bedenken aan welke verandering de glans van het sterrenlicht onderhevig is. Indien de wondervolle kleurspeling, zegt Littrow, welke onze Zon
aan de natuur geeft, reeds een voorwerp van verbazing is, welk een geheel ander schouwspel moet de werking van twee en meer zonnen van onderscheidene kleur dan teweegbrengen in die ver verwij- derde gewesten, door zulke zonnen beschenen. Daar stijgt eene roode Zon boven den horizon, en Aarde en uitspansel schitteren in de oogen van den verbaasden waarnemer in een eigenaardig purperlicht. Na weinige uren wordt die Zon door eene groene of blauwe opgevolgd, en niet haar verandert eensklaps het gansche aanzien der schepping: zoohing de roode Zon haar licht verspreidt, zal de wereldbol door haar beschenen in een rozengloed zweven, maar na haren ondergang zal de groene of blauwe Zon, welke dan boven de kim straalt alles, zelfs de woestijn en de zee, met een smaragd of azuurkleurig tapijt bedek- ken. Door zulk verschillend licht gekleurd, blijft het hemelgewelf niet langer blauw, het veldtapijt niet groen en de sneeuw niet wit, alles zou naar gelang van den tijd des dags in alle kleurschakeeringen afwisselen. Welk eene wondervolle verscheidenheid heeft de groote |
|||||
|
.%1
|
|||||||
|
Schepper in het heelal ten toon gespreid!! De wereld vergroot zich
voor onze hukken, en ons geheele zonnestelsel is slechts eene stip in de ruimte. Hoe groot is het verschil van zulke begrippen over het heelal met de vroegeren, die de wereld bepaalden tot onzen aardbol. Maar al zetten de grenzen van de wereld zich ook uit voor onze blik- ken, daarom behoeven zij onze ware grootte niet te verminderen. Zeker, wij zijn zeer weinig in de onmetelijkheid van \'t heelal, maar hoe grooter de schepping is met betrekking tot ons, hoe grooter verstand er vereischt wordt om die wonderen te ontdekken en te be- grijpen. God alleen kan zijn arbeid volkomen begrijpen; gelukkig echter de sterveling, die er een genoegzaam begrip van heeft, om er de grootheid en schoonheid van te kunnen bewonderen. |
|||||||
|
VI
PriYSiscii en Chemisch wezen dek vaste Steuren. § 1. Spectraal-analyse van hot sterrenlicht. — Verdeeling der sterren in vier voor-
name typen. — Chemische samenstelling van eenige merkwaardige sterren. — Overeenkomst en verschil der verschillende typen met de £on. — Verklaring der kleur van de sterren ; blauwe tint van de wachters der dubbelsterren. Welke kennis men ook verkreeg over de vaste sterren, over hun licht,
hunne kleur en de onderlinge stelsels, waarin zij zich bewegen, toch bleef het eigenlijke wezen dier hemellichamen verborgen, en weinige jaren ge- leden konden de sterrenkundigen er slechts gissingen over maken, want de kracht van den telescoop aan den eenen, en de juist- heid der kleinste metingen aan den anderen kant waren uitgeput. De studie over de natuur der sterren, over hunne veranderingen en de vergelijking van hun licht met andere lichtende bronnen, vooral met onze Zon, bleef nog overig, en als men de moeiclijkheid bedenkt aan zulk eene studie verbonden, dan moet men verwonderd wezen over de uitkomsten, welke men met zulke geringe hulpmiddelen ver- kreeg. Deze uitkomsten willen wij thans mededeelen en verklaren. Toen Fraunhofer de ontelbare donkere strepen had ontdekt, welke
zich in het zonnespectrum vertoonen, begon hij ook het spectrum van de vaste sterren te onderzoeken, en koos daartoe bij voorkeur 24
|
|||||||
|
362
|
|||||
|
de heldersten en schittercndstcn; bij sommige zwarte strepen vond hij
veel verschil met de strepen uit het zonnespectrum, bij anderen daar- entegen veel overeenkomst, wat vooral het geval was niet streep I), welke zoo men weet midden in het geel is geplaatst. Later, in 1860, hield Donati zich ook vooral met die waarneming bezig en bepaalde van verschillende strepen den stand. Al wat men echter uit zulke waarnemingen kon besluiten was, dat het licht der waargenomene ster- ren zoowel onderling als met onze Zon eene grootc overeenkomst had, en dat het dus lichtbronnen waren van dezelfde soort. Die uitkomst kreeg eensklaps eene groote waarde toen Kirchhofï
en Bunscn de spectraal-analvsc ontdekten en die op de Zon toepas- ten ; want door de vergelijking van de strepen uit het sterrenspectrum met de heldere strepen van de spectra verkregen door gas en meta- len, kon men de toepassing maken op de sterren, zooals men gedaan had op de Zon; daardoor kon men tot op zekere hoogte de pliy- sische en chemische samenstelling kennen van die lichamen, wierlicht- straal jaren noodig heeft om tot onze Aarde doortcdringen. Aan Huggins en Millcr in Engeland, Janssen, Wolf en llaijct in Parijs, maar vooral aan Secchi in Home zijn wij de belangrijkste ontdekkin- gen op dit gebied verschuldigd; bijzonder zullen wij verslag geven van den arbeid van den geleerden Homcinschen sterrenkundige, die daar- door groote diensten aan de wetenschap bewezen heeft. Om het sterrenlicht te ontleden kan men zich bedienen van een
spectroscoop, waarvan wij op bladz. 57 reeds verslag gaven, omdat deze toestel echter wegens de nauwe spleet, waardoor de straal valt, en wegens de verschillende lenzen het te onderzoeken licht zeer verzwakt, is het voordeeliger een anderen toestel te gebruiken, waaraan men den naam van spectroscoop a vision directe gegeven heeft. Door zulk een werktuig wordt het licht minder verzwakt, en aan een kijker gebracht van 25 centimeters opening, verkreeg Secchi de spectra van sterren der zevende en achtste grootte. De sterren der eerste grootte gaven zulke heldere spectra, dat het zeer gemakkelijk was de strepen te tcekenen en met juistheid den stand te meten. Naar gelang van het spectrum, dat de waargenomene sterren gaven,
verdeelt Secchi deze in vier voorname soorten, welke hij typen noemt. De EEHSTE TYPE is het spectrum der WITTE sterren, zooals Sirius, Vega, Altair, Rogulus, Kigel, en behalve de Alpha, al de sterren van den 6 r o o t e n Beer. |
|||||
|
363
|
|||||
|
Het spectrum van deze type vertoont de gewone zevenvoudige kleur,
doorsneden niet vier zware zwarte strepen, ééne in liet rood, overeen- komende niet C uit het zonnespeetrum (zie Plaat IX), ééne in het lichtblauw, overeenkomende met F en twee in het violet, waar- van er eene overeenkomt met G uit het zonnespeetrum. Deze vier strepen zijn de eigenaardige kenmerken van hydrogenium (waterstofgas), want als men het spectrum van zulk een gas bijv. in eene buis van Geisler waarneemt, ziet men juist dezelfde vier strepen. In den dampkring dus van die witte sterren bevindt zieh waterstofgas. Behalve de breede grondstrepen ziet men in het spectrum der helderste sterreu eene tijne streep in het geel, welke overeen schijnt te komen met de sodiumstreep, en in het groen zwakkere strepen, welke mag- ncsium en ijzer aanduiden. Eene eigenaardige bijzonderheid van deze type is de breedte van
sommige strepen, waardoor aangeduid wordt dat de absorbeerende damp- kring eene groote dikte bezit en aan eene aanzienlijke drukking on- derhevig is. In de kleinere sterren is de streep in het rood moeielijk te onder-
scheiden, wegens de geringe lichtkracht van het spectrum, en omdat deze kleinere sterren eene blauwachtige tint hebben, toonen hunne spectra weinig geel en rood; blauw en violet voeren den boventoon. Ongeveer de helft van alle sterren des hemels belmoren tot deze
type, die gemakkelijk is waarteneinen, zelfs met een kijker van ge- ring vermogen. De TWEEDE TYPE bevat de GEELE sterren, zooals Capella,
Pollux, A returns, A lde ba ra n, Alpha uit den groot en Heer, Procyon, enz. Het spectrum van deze tweede type is volkomen overeenstemmend
met het spectrum van onze Zon; het is gevormd door een groot aan- tal tijne, dicht op elkander gedrongene strepen, die denzelfden stand innemen als in het zonnespeetrum; deze sterren zijn niet gemakkelijk waar- tenemen. In Pollux en Capella zijn de strepen ongemeen fijn, in Arc- turus en Aldebaran zijn zij echter breeder en beter waartencnicn; deze laatste ster, zegt Secchi, zou men kunnen beschouwen als eene soort van overgang tusschen de tweede en derde type, zooals Procyon is tusschen de eerste en tweede. De sterren van deze type hebben dus dezelfde natuur als onze Zon; de overeenkomst van de strepen uit het spectrum met die van het zonnespeetrum is zoodanig, zegt |
|||||
|
:,M
|
|||||
|
Secchi, dat bij afwezigheid der Zon, ik niet zou aarzelen om op die
strepen de werktuigen te regelen. Vele sterren van deze type schijnen een onafgebroken spectrum te
geven, zooals men dat waarneemt van eene vaste gloeiende stof; zulks is echter schijnbaar en vindt zijne oorzaak in de groote fijnheid der strepen en de moeielijkheid om ze waartenemen, want als de lucht kalm is, ontdekt men ze gemakkelijk met goede instrumenten. Wanneer de eerste type volgens Secchi de helft der waargenomene sterren bevat, dan behooren twee derden van de overblijvenden tot deze tweede. De bestanddeelen, welke men dus in de Zon heeft opgemerkt, (zie
bladz. 53) bevinden zich ook in de sterren, welke tot deze type behooren. De DERDE TYPE vertoont een zeer merkwaardig spectrum, samen-
gesteld uit een dubbel stelsel van nevelachtige banden en zwarte strepen. De sclioone sterren, welke tot deze type behooren zijn niet talrijk; de merkwaardigsten zijn ten getalle van bijna 30, en de sterreu van den tweeden rang, welke er toe behooren, meetellende, heeft Sec- chi er op zijn hoogst een honderdtal gevonden. Daartoe behooren, behalve M i r a en Alp h a uit den W a 1 v i s c h, o uit F e r s e u s, «uit O r i o n, Antares, Alpha uit Hercules, Bèta uit Pegasus, enz. Die sterren behooren allen tot de veranderlijken, en hebben eene
meer of minder sterke roode tint. De Alpha (*) van Hercules is de grondtype van deze soort. Hoewel de zwarte fondamentale strepen dezelfde zijn als bij de tweede type, toont dit spectrum toch iets ge- heel eigenaardigs; het bevat breede, schitterende strepen ten getalle van zes of zeven, afgescheiden door breede nevelachtige banden, waar- door het geheel zich vertoont als eene soort kolomnade, aan ééne zijde verlicht. Bij eenige kleinere sterren neemt men in plaats van zulk eene kolomnade een aantal schitterende strepen waar, door duistere ruimten van elkander gescheiden. De spectrale strepen hangen dus af van de veranderingen in de sterren, en die veranderingen zelve vinden hunne oorzaak in het meer of minder absorbeerend vermogen van hunnen dampkring. Zoo heeft de spectraal-analyse der Zon ons geleerd, dat het spectrum hetgeen men van de zonnevlekken nam, scher- pere strepen vertoonde, en daaruit kan men besluiten, dat het spec- trum van deze sterren veroorzaakt wordt door eene absorbtic geheel en al overeenkomend met die, welke zich in de zonnevlekken vertoont- Wanneer dus onze Zon eens beroofd was van hare schitterende pho- |
|||||
|
365
|
|||||
|
tospheer en van »lic lichtende korrelingen, welke men op hare opper-
vlakte waarneemt, (zie bladz. 38) zou zij een spectrum opleveren zooals de sterren van deze type. De voornaamste strepen, waardoor de lichtende kolommen in dit spectrum gescheiden zijn, behouden bij alle sterren dezelfde plaats; een groot aantal metingen hebben dit feit bevestigd. Magnesium, sodinm en ijzer worden duidelijk aange- geven; ook vindt men er watergas, hoewel niet zoo overwegend als in de beide eerste typen. Eerst geloofde men dat deze derde type geene waterstof bevatte, maar een nauwkeurig onderzoek door Secchi heeft het bestaan der strepen, die op waterstof duiden, aan- getoond. De sterren dus van deze type verschillen alleen van onze Zon door
de dikte van hunnen dampkring, en door dat hunne photospheer waar- schijnlijk vlekken of openingen heeft zooals onze Zon, maar van veel aanzienlijker uitgebreidheid, want het spectrum van deze type komt geheel en al overeen met dat van de zonnevlekken. De VIERDE TYPE levert eene bijzonderheid op, welke men in
geene andere vindt; daartoe behooren alle kleine sterren, BLOED- KOOD, waarvan geene enkele de vijfde grootte bereikt. Het spectrum van deze soort bevat drie fondamentale strepen: rood, groen en blauw, waarbij een groot verschil van lichtverdeeling is waartenemen. In de derde type is het licht het sterkst aan de zijde van het rood en neemt dan langzamerhand af naar het violet; in het spectrum echter van deze soort is zulks juist in tegenovergestelde orde: het licht is bet sterkst aan de zijde van het violet en neemt af in kracht naar het rood. Secchi beschouwt het als een spectrum, dat voortgebracht wordt door een gasachtig lichaam, en zoo men het zou willen beschouwen als een omgekeerd spectrum, dan levert het de kenteekens van kool- stof in hare verschillende verbindingen. Behalve deze vier voorname typen zijn er ook eene menigte ster-
ren, wier spectrum van de hier aangegevene soorten afwijkt. Zoo bijv. is de Alpha uit Orion, in wier spectrum het rood en het geel bijna geheel verdwenen is; al de sterren uit deze streek des hemels ver- toonen een dubbel karakter: l8to hebben zij eene sterke groene tint; 2de zjjn de strepen zoo fijn, dat zij moeielijk te scheiden zijn. De streken van den Walvisch en Eridaan bevatten eene groote menigte gele sterren; zulk eene verdeeling kan onmogelijk het werk van het toeval wezen, maar moet zijn grond hebben in de natuur en den |
|||||
|
366
|
|||||
|
toestand van de stoften , welke zich in de verschillende streken van het
heelal bevinden. Secchi noemt nog eene VIJFDE soort op, waartoe slechts weinige
stenen bchooren, welke echter dit zonderlinge toonen, dat zij ons een direct spectrum van hydrogenium geven. De merkwaardigste van deze soort is de Gamma (■/) van Cassiopeia, die op C en F in plaats van zwarte absorbtie-strepen integendeel schitterende vertoont; in het violet zijn zij te zwak om ze te kunnen onderscheiden. Ook in het geel vertoont zich dezelfde schitterende streep, die overeenkomt met die welke, wij in het spectrum der zonneprotuberancen waarnemen. Hetzelfde karakter vinden wij nog bij Bèta (jS) uit de Lier, eene,
zooals wij vroeger opgaven, veranderlijke en tevens ter goede waar- neming moeielijke ster. De vroeger opgegeven nieuwe ster van 1866 uit de Kroon en de
ster R uit de Tweelingen geven ook een direct spectrum, dat wil zeggen, niet omgekeerd, niet doorsneden niet zwarte strepen: beide deze sterren vertoonen het spectrum van waterstofgas, maar toch ver- mengd met andere bestanddeclen, waaronder men magnesium opmerkt. Hun glans is te zwak om tot volmaakte uitkomsten te geraken. Zulke spectra geven te kennen, dat er eene snelle verbranding plaats grijpt, welke zonder twijfel op een zeer verwijderd tijdstip geschiedde, maar welke zich om den verbazenden afstand eerst zeer lang daarna aan ons openbaart. Men heeft de vraag geopperd of Algol tot dezelfde type behoort
als de andere veranderlijke sterren, welke gekleurd zijn. Secchi heeft die ster met zorg waargenomen en bevonden, dat zij blijvend een spee- trum levert zooals de sterren, welke wij onder de eerste type gerang- sehikt hebben, zoodat hij er het besluit uittrekt, dat de meerdere of mindere glans, waarmede Algol schittert, niet is toeteschrijven aan eene meerdere of mindere absorbtie der lichtstralen, want dan zou er ook verandering in het spectrum plaats grijpen, maar die verandering moet eene andere oorzaak hebben, zooals wij hierachter zullen aangeven. Huggins schrijft de verschillende kleur der vaste sterren aan de
meerdere of mindere absorbtie toe in den dampkring dier zonnen. Op het oogenblik der uitstraling is volgens Huggins het licht van alle sterren wit: vóór dat zulk licht zich echter in de ruimte verspreidt, moet het den dampkring doorgaan, waardoor die zonnen omgeven zijn, en naarmate nu de chemische toestand van dien dampkring is, worden |
|||||
|
3G7
|
|||||
|
sommige stralen geabsorbeerd, en daardoor verkrijgt men de zwarte
absorbtie-strepen in het spectrum. Omdat nn die strepen meer of minder krachtig zijn en meer of minder talrijk in de verschillende deelcn van het spectrum, volgt er noodzakelijk voor die kleuren eene vermindering van lichtkraclit, waardoor de andere niet zoo sterk ge- absorbeerde kleuren den voorrang behouden. Hij de witte sterren vindt men de strepen overal gelijkelijk in het
spectrum verspreid. In de Alpha (a) van Hercules, eene oranjekleurige ster, neemt men een aantal donkere strepen waar, welke de groene, blauwe en roode kleuren van het spectrum verzwakken, alleen het oranje en het geel behouden hunne kracht en vandaar de kleur dezer ster. Eene vergelijking van de spectra der dubbelsterren deed Huggins
tot het besluit komen, dat de blauwe kleur der kleine sterren wer- kelijk blauw is en niet een gevolg van contrast met de hoofdster. 8 2. Verschillende hypothesen over de veranderlijke sterren. — Rotatie-hypothese. —
Gissing van Maupertuis. — Sterverduisteringen. — Spectraal-analyse en hewjjs van waterstofgas-verbranding. Om de veranderingen te verklaren, welke men in den lichtglans en
de kleur der sterren waarneemt, maakt men tal van gissingen, waar- van wij thans verslag zullen geven; het blijven echter hypothesen, meer of minder waarschijnlijk, want de ware oorzaak kan tot nu toe nog met geene zekerheid worden aangegeven, \'t is mogelijk dat bij verscheidene veranderlijke sterren ook verschillende oorzaken werk- zaam zijn. De oudste gissing over de veranderlijke sterren was, dat zich op
zulk een hemellichaam groote gedeelten bevonden, welke duister en wederom andere gedeelten, welke lichtend waren; men ging van de vooronderstelling uit, dat zulk eene ster om hare as wentelde, en dan eens hare duistere dan weder hare lichtende zijde naar ons keerde. Deze hypothese bezat zekere waarschijnlijkheid, omdat men weinige jaren te voren de omwenteling der Zon had ontdekt, en het dus zeer natuurlijk was zulk eene beweging ook in de sterren te voor- onderstellen. Wat de meerder of minder lichtende kanten betreft op die bollen zulks kon gemakkelijk verklaard worden door eene opeen- hooping van vlekken, zooals wij die op de Zon waarnemen. Hoewel niet alles daardoor wordt verklaard, toch is deze hypothese zoo weinig |
|||||
|
:;c,s
|
|||||
|
onwaarschijnlijk, dat men <le asbewe^in:; als eene der lioofdoor zaken
beschouwd van de veranderlijkheid, welke men in den Lichtglans der vaste sterren waarneemt, vooral wanneer die veranderlijkheid aan vaste
tijdperken verbonden is en geregeld plaats grijpt. Het is echter niet de eenig mogelijke hypothese; om de onregel-
matigheden bij die lichtveranderingen te verklaren, neemt men zijne toevlucht tot de vooronderstelling, dat in die ver verwijderde zonnen hetzelfde plaats vindt wat wij in onze Zon opmerken, namelijk eene verandering in de zonnevlekken. Sommige sterrenkundigen maken de gissing, dat de veranderlijke sterren zonnen zijn, zoozeer afgekoeld, dat er op linnne oppervlakte vaste gedeelten ontstaan zijn, het zouden dus eenc soort van omkorste zonnen zijn. Maupertituisus maakte eene zonderlinge hypothese; hij meende dat die
hemellichamen eene zeer snelle omwentelingsbeweging en daarom eene buitengewone afplatting hadden, waardoor zij meer de gedaante kregen van molensteenen dan van bollen; nu dacht hij dat zij dan eens hunne brecde en dan weder hunne smalle zijde ons toekeerden eu van daar grooter of kleiner lichtglans vertoonden. Om die verschil- lende wenteling te verklaren nam hij eene tweede hypothese aan, dat er namelijk om die bollen groote planeten liepen langs zeer uitinid- delpuntige banen, die, wanneer zij in hun perihelium waren, zulk een grooten invloed uitoefenden op de Zon, om welke zij wentelden, dat hare gansche omwentelingsas van richting veranderde. Deze hypothese is echter geheel onhoudbaar, omdat zij in strijd is met alle wetten der hemelsche werktuig-kunde. Om de periodieke veranderlijkheid der sterren te verklaren heeft
men eene andere hypothese aangenomen, welke bij sommige sterren eene groote waarschijnlijkheid verkrijgt; men vooronderstelt dat de loopbaan van sommige planeten, \\^elke die zonnen omgeven, in eene rechte lijn met onze Aarde ligt, zoodat wij op bepaalde tijden eene sterverduistering zien. Bij sommige sterren, zooals hij Algol, kan men door zulk eene hypothese de lichtverandering verklaren, maar bij de meeste anderen niet, want dan moesten de periode , waarop de ster ver- dwijnt en de aangroeiing of vermindering van den lichtglans zeer kort zijn in evenredigheid met de periode, waarin zij een blijvenden licht- glans vertoont; zulks zien wij wel bij Algol, wier vermindering zeer kort is met betrekking tot de gansche lichtperiode, maar bij de meeste anderen gaat deze hypothese niet op. |
|||||
|
■;t;rt
|
|||||
|
In plaats van donkere planeten, waardoor het licht der sterren ver-
duisterd wordt, heeft men nevelwolken voorondersteld, die zich op bepaalde tijdstippen tnsschen de ster en onze Aarde plaatsten, en daar znlke nevelwolken lang uitgestrekte vormen kunnen hebben, zooals de meteoorstroomen in ons zonnestelsel, kan men daardoor op eene meer voldoende wijze de waargenomene verschijnselen verklaren; die hypothese vindt cene zekere bevestiging in de waarneming, welke men gedaan heeft, dat sommige veranderlijke sterreu op het tijdstip van hunnen minsten lichtglans zich door eene soort van nevel omringd vertoonden. Het valt mocielijk te beslissen, welke van die onderscheidene hypo-
thesen de waarschijnlijkste is; misschien hebben zij allen iets waars, maar de hypothese over de rotatie als oorzaak der veranderlijkheid is wel de meest aangenomene, en dan zou de lijst, welke wij vroeger gaven van de veranderlijke sterren met hunne waargenomene perioden ons tevens den duur aangeven van den tijd, waarop die zonnen hare omwenteling volbrengen; dan zou Algol eene rotatie-beweging hebben ongeveer negenmaal sneller dau onze Zon, terwijl de laatstgenoemde ster dier lijst, 30 uit de Hydra, bijna twintigmaal langzamer om hare as zou wentelen dan het middelpunt van ons stelsel. Die rotatie-hypothese verklaart echter niet geheel en al de ver-
schijnsclen ons gegeven door de onregelmatig veranderlijke sterren, door de zoogenaamde nieuwe sterren en door dezulken, die verdwenen zijn; daartoe moet men zijne toevlucht nemen tot de vooronderstelling, dat er in die sterren zelve groote veranderingen hebben plaats ge- had, wij zullen er aanstonds voorbeelden van zien. Dit echter blijft waar, dat men door het aannemen van een duister voorwerp, dat zich geplaatst heeft tnsschen de ster en onze Aarde tot op eene zekere hoogte rekenschap kan geven van de lichtverzwakking gedurende ge- ruimen tijd. Wanneer men de nieuw verschenen sterren, zooals die uit de
Kroon en uit de Zwaan, ook onder de verauderlijke sterren rang- schikt, wier periode van vermindering of uitdooving zeer lang is, hoe is dan die plotselinge lichtkracht te verklaren, waardoor zij eensklaps in vollen luister schitteren*? Om dit te verklaren vooronderstelde men in zulke sterren eene
verbazend snelle beweging, waardoor zij in korten tijd onze Aarde naderden of er zich van verwijderden, maar dan moet men in die |
|||||
|
370
|
|||||
|
hcmelbollen cene snelheid aannemen, welke die van het licht verre
overtreft, want om van de eerste grootte tot de tweede te ver- minderen, alleen door verandering in den afstand, zon volgens Arago zulk eene ster zes jaren noodig hebben om zich met de snel- beid des lichts verder te verplaatsen, en de ster van 1572 in Cassio- pcia werd in den tijd van éêne maand eene sterregrootheid minder. Men moet dus vooronderstellen, dat zulke heiuelbollen op hunne baan voortwentelen met eene snelheid 72maal grooter dan de snelheid van het licht, en al behoort zulks niet tot de onmogelijkheden toch schijnt het hoogst onwaarschijnlijk. Een andere en door de spectraal-analyse waarschijnlijk gemaakte
hypothese schrijft zulk eene plotselinge verschijning in volle licht- kracht toe aan een reusachtigen brand, welke plaats vindt op de op- pervlakte van tot op dat oogenblik duistere wereldbollen, wij zouden dus het schouwspel van den ondergang eener wereld voor oogen hebben. De waarnemingen door de spectraal-analyse, vooral bij de verschij-
ning van de nieuwe ster in de Kroon in 1S66, hebben die hypothese zoo niet bevestigd dan toch waarschijnlijk gemaakt, en een nieuw licht doen opgaan over de physische en chemische samenstelling der ster- ren. Aan Huggins, Miller en Secchi ontleenen wij de volgende hijzon- derheden. Het spectrum van de veranderlijke ster uit de Kroon ver- toont zich dubbel. In het eerste spectrum vertoonen zich vier heldere strepen, het tweede is geheel en al overeenkomende met het zonne- spectrum; blijkbaar komen die beide spectra voort uit twee van elkan- der onafhankelijke lichtbronnen. Het spectrum, dat met zwarte strepen doorsneden is, levert het be-
wijs van eene photospheer in gloeienden toestand, omringd door eene atmospheer van dampen in minder verhitten toestand, waardoor de zwarte absorbtic-strepen veroorzaakt worden; in zooverre komt dit spectrum met dat van de Zon geheel overeen, maar het tweede vertoont schitterende strepen; er bestaat dus een tweede lichtbron, en die bron moet een lichtgevend gas zijn; de strepen, die er zich in vertoonen leeren ons, dat dit gas vooral waterstof moet bevat- ten, en omdat die strepen helder zijn, bewijzen zij dat degloeikracht van dit gas grooter is dan van de photospheer, anders zouden zij niet helder maar donker wezen. Uit die feiten, in overeenstemming met de zoo plotselinge lichtsterkte
|
|||||
|
371
|
|||||
|
der ster en met hare zoo snelle vermindering in 12 dagen van
de tweede tot de achtste grootte, besluit men, dat zij plotseling omgeven is door een vlammend waterstofgas; wellicht is het ook mogelijk, dat zij de zetel is geweest van eene groote beroering, waardoor die waterstof zich ontwikkeld heeft. Toen de waterstofgas uitgeput was werd de lichtkracht langzamerhand minder en de ster keerde tot haren eersten toestand terug. Wij moeten niet vergeten dat daar het licht, hoe snel ook, toch tijd noodig heeft om tot ons te komen, de gebeurtenis, welke wij bij de ster van de Kroon waar- namen, reeds jaren te voren had plaats gehad, want de blik op den hemel leert ons niet de tegenwoordige maar de vroegere geschiedenis der sterren kennen. Wanneer het waar is, dat de nieuwe sterren, welke men ontdekt
heeft, in den loop der eeuwen het tooneel geweest zijn van monster- branden, waarbij de waterstofgas eene groote rol heeft kunnen spelen, dan blijven dergelijke verschijnselen ook voor ons stelsel van hoog belang, vooral sinds men ontdekt heeft, dat ook de photospheer van onze Zon door eene laag hydrogeengas omringd is, waarin de vlam- mende protuberancen zich vertoonen. Zie hieromtrent wat wij over de Zon schreven, bladz. 58. |
|||||
|
TWEEDE BOEK.
|
|||||
|
DE NEVELVLEKKEN.
Wanneer men opmerkzaam den naehtelijken sterrenhemel gadeslaat,
ziet men reeds met het bloote oog, maar meer nog met krachtige kijkers, sommige heldere voorwerpen, welke zich als wolkjes van meer- dere of mindere lichtkracht vertoonen. Aan dergelijke voorwerpen heeft men den algeinecnen naam van NEVELVLEKKEN gegeven, en de heniel- ruimte is er mede bezaaid, terwijl afmeting, glans en vorm een groot verschil opleveren. Dat zij geene wolken zijn en dus niet tot onzen dampkring behooren volgt reeds daaruit, dat zij onveranderd een vas- ten stand aan den hemel innemen. Zeer weinigen zijn voor het onge- wapend oog waarneembaar, eensdeels om hare geringe afmetingen, en anderdeels, omdat zij door het licht van zich in hare nabijheid bevin- deude sterren overschitterd worden, liet getal echter, dat zich door krachtige kijkers laat waarnemen, is zeer groot, want zij worden bij duizendtallen geteld, zoodat er thans meer dan f>(MK) bekend zijn, welk getal voortdurend toeneemt, naarmate men met krachtiger kijkers de hemelruimte onderzoekt. De kennis dier geheimzinnige voorwerpen is van zeer jongen datum,
want vóór W. Ilerschel had alleen Messier in het begin van deze eeuw zich met de nevelvlekkcn beziggehouden. Wat nu zijn de nevelvlekkcn? Zijn het ophoopingen van eene door
het heelal verspreidde wereldstof, of hemelwolken met eigen licht be- deeld, of zijn het sterrengroepen zoo opeengepakt en zoo ver van ons verwijderd, dat alleen cene lichtschemering voor ons is waar te nemen, of bevatten die beide hypothesen waarheid? Op die vragen zullen wij antwoorden door do vermelding der waar-
25
|
|||||
|
:J74
|
|||||
|
genomen feiten, die zeer merkwaardig zijn, omdat wij daardoor een
nieuwen blik slaan in het samenstel en den bouw van het Heelal. Wanneer wij sommige stcrrengroepen beschouwen, bv. de Pleiaden,
dan is het een feit, dat mcnschen met een zwak gezicht er geene enkele ster in waarnemen, maar slechts eene lichtschemering zien; voor zulke menschen hebben deze dus den schijn van cene nevel- vlek, wordt echter hun oog gewapend met een krachtigen kijker, dan zien zij in plaats van eene lichtschemering verscheidene sterren. Ditzelfde vindt plaats met eene menigte nevelvlekkcn; waar een scherp oog of een zwakke kijker slechts eene lichtschemering waarneemt, daar ontbindt zich die schemering voor een sterk ge- wapend oog in eene groote menigte lichtende punten; vandaar eene eerste klasse van nevelvlekkcn of liever sterrenhoopen, namelijk dezulken, welke met goede kijkers geheel en al in ster- ren opgelost kunnen worden, zonder dat er eenige nevelachtigheid overblijft. Eene tweede klasse bevat dezulken, welke slechts gedeeltelijk
iu sterren opgelost kunnen worden, en waarin zelfs bij sterke, krach- tige kijkers eene nevelachtige lichtschemering overblijft. Eindelijk behooren tot eene derde klasse al die vlekken, waarin
zelfs de krachtigste werktuigen geene enkele ster kunnen onderschei- den, en die men daarom onoplosbaar noemt. Zulk cene indeeling is echter zeer betrekkelijk; zij is geheel af-
hankclijk van de kracht der kijkers, de scherpte van den blik en de zuiverheid van den dampkring. Het is dus zeer wel mogelijk, dat eenige nevelvlekkcn, welke in de tweede of derde klasse gerangschikt worden, eigenlijk in de eerste behooren, als zijnde cene groep dicht bij elkander geplaatste sterren, terwijl anderen werkelijk ophoopingen zijn van wereldstof. De spectraal-analysc heeft ook in dit opzicht aanwijzingen gedaan, die zeker tot de merkwaardigste ontdekkingen op sterrenkundig gebied behooren. Vóórdat wij in bijzonderheden treden over de verschillende ncvel-
vlekkcn der opgenoemde soorten, willen wij eerst den stand opmerken, welken zij aan den sterrenhemel innemen. Zoowel in het noorder- als in het zuider-halfrond is die verdecling zeer
ongelijk, want wij vinden de grootste ophooping der nevelvlekkcn in eene bepaalde streek, die nauwelijks het achtste gedeelte van het hcmel- gevvelf inneemt, juist aan weerszijden van den Melkweg bij de beide |
|||||
|
375
|
|||||||
|
polen van dien lichtenden gordel; terwijl de streken dicht bij den
Melkweg het armste zijn aan zulke nevclvlekkcn. De eene streek, waarin zich de meesten vertoonen, omvat de ster-
renbeeldcn den Leeuw, den Grooten Beer, de Giraffe en den Draak, Boötes, het hoofdhaar van Bercnice, de Jachthonden en vooral de Maagd, welke streek dan ook den naam ontving van nevelstreek van de Maagd. Daartegenover aan de andere zijde van den hemel bevindt zich de
tweede streek en omvat Andromeda, Pegasus en de Visschen. De andere streken des hemels l>cvatten weinig of geene nevelvlckken. Kondom de Zuidpool des hemels zijn de nevelvlckken, hoewel meer gelijkelijk verspreid, toch niet zoo talrijk; echter bewondert men daar twee op- eenhoopingen, die alleen bijna 400 nevclvlekkcn of sterrenhoopen bevatten, de prachtige Magellaansche wolken genaamd, welke wij tege- lijk met den Melkweg nader willen beschrijven. |
|||||||
|
I.
Sterbenhoopen en Nevelveekken. $ 1 Regelmatige sterrenhoopen van bol- of st\'erischen vorm. — Groot aantal sterren,
welke 7,\\] bevatten. — Sterrenhoopen uit Hercules, P|J1, Grooten Beer, Water- man, Perseus, Eenhoorn, Giraffe en Tweelingen. Het twaalfde gedeelte van de thans bekende nevelvlckken is door
den telescoop in sterren ontbonden, zoodat men onder de 5000 be- kende vlokken van 400 reeds de zekerheid bezit, dat zij veroorzaakt worden door dicht opeengeplaatste zonnen. Een klein aantal van die sterrenhoopen is lichtend en aanzienlijk
genoeg om met het bloote oog waargenomen te kunnen worden, en de sterren zijn zoodanig op elkander gedrongen, dat het onmogelijk is ze niet te beschouwen als bij elkander behoorende, als ware verza- melingen en stelsels van zonnen. Hun vorm, welke gewoonlijk rond is, maakt dat men zegemakke-
lijk met kometen zou verwarren, wanneer men niet zeer bekend is met de verschillende streken van den sterrenhemel; hun blijvende vorm echter en de onveranderde stand doet hen zonder verder onder- zoek van de kometen onderscheiden. 25*
|
|||||||
|
:)7(i
|
|||||
|
Evenzoo is het met die sterrenhoopen, welke een zeer onregelina-
tigen omtrek hebben, en bij de zoodanigen is het aantal sterren, waarin zij ontbonden worden, gewoonlijk veel geringer dan bij dezulken, die den bolvorm vertoonen. Wanneer wij bijv. Fig. 1, 2 en 3 van plaat L beschouwen, bemerken wij ecne sterke verdikking of concentratie naar liet middelpunt toe. Die schijnbare opeenhooping in het mid- den verklaart zich gemakkelijk, wanneer wij vooronderstellen, dat de vorm van de gansche verzameling bolvormig of langwerpig rond is. Want in de vooronderstelling, dat de sterren overal gelijkelijk ver- deeld zijn, is het duidelijk dat de meesten zich schijnbaar in het midden zullen ophoopen, wanneer wij met ons oog de gansche menigte in hare grootste middellijn doorschouwen, terwijl aan hare kanten, waar wij kleinere gedeelten zien, zich ook minder sterren zullen ver- toonen. De opeenhooping, welke wij bij de sterrenhoopen, die een regclmatigen bolvorm hebben, waarnemen, is dus een gevolg der per- specticf. Men heelt echter waargenomen, dat bij sommige sterrenhoopen de
vermeerdering van lichtkracht naar het midden toe veel sneller toe- neemt dan bij eene gclijkelijke verdeeling van sterren te verwachten is, en daaruit nu heeft men het besluit gemaakt, dat, behalve die schijnbare en optische verdikking, er toch ook eene ware opeenhoo- piug naar het midden toe bestaat, welke hare oorzaak vindt in de centrale krachten, voortkomende uit de zwaartekracht van die zonnen, welke tot dat stelsel behooren. Men vergete echter niet, dat, hoe gering de uitgebreidheid van
zulk een sterreuhoop ook voor ons oog is, hun afstand echter zoo verbazend groot is, dat die zonnen, welke wij opééngedrongen waar- nemen, toch wellicht een ouderlingen afstand hebben als die van de naaste vaste ster tot onze Zon, daarom kunnen hunne bewegingen met orde geschieden in zoodanige ruimten als het algeincene evenwicht daar veroorlooft, zoodat daar waar voor ons oog zich zwermen van zonnen bewegen, geene stoornis of schokken plaats hebben, maar de volko- menste orde en regelmaat hcerscht. Het getal sterren, dat men in de bolvormige sterrenhoopen waarneemt,
is wonderbaar groot. Op plaat XL zagen wij reeds, dat het Zuider- kruis, zoo merkwaardig om de verschillende kleuren der sterren, er 110 bevatte. Herschel echter heeft berekend, dat vele sterreuhoo- pen niet minder dan 5000 sterren bevatten, opééngedrongen in |
|||||
|
I\'I.AAT I.
|
||||||||||||||||||||||||||||||
|
UK STERRENWERELD.
|
||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||
|
STERRENHOOPEN (volgens teekemngen van J Herschel).
I Slerrenhoop uit de Weegschaal. 2. uil Herkules 3 uil den Steenbok
k. uil <len Waterman & uil de Slantf 0 uit de Tweelingen
|
||||||||||||||||||||||||||||||
|
377
|
|||||
|
eene voor ons Bchijnbare ruimte tienmaal kleiner dan de schijf der
Maan. Zulk een sterrenlioop ontdekken wij in het sterrenbeeld Hercu- les, tusselien de Èla en de 7Aa, een der prachtigste voorwerpen aan den noordcrliemel (Plaat L Fig. 2). In een helderen nacht is die sterrenlioop voor het bloote oog zichtbaar als eene ronde lichtende nevclvlek, maar niet een goeden kijker waargenomen ontbindt zij zich in ontelbare sterren, zij behoudt haren ronden vorm niet eene soort franje aan hare kanten, welke allen naar dezelfde zijde uitloopen. In liet midden zijn de sterren zoo opeengedrongen, dat men ze daar niet van elkander gescheiden kan waarnemen. De tegenwoordige krachtige werktuigen, vooral de reuzentcleseoop
van Lord Hossi, heeft een aantal vlekken, waarin men vroeger met mindere kijkers slechts eene schemering kon ontdekken , thans geheel in sterren ontbonden, en daardoor vielen vele hypothesen daarop ge- bon wd in duigen. Zoo bijv. neemt men niet verre van de ster gamma in het sterrenbeeld den Pijl eene nevelvlek waar, door Messier ontdekt, die haar als geene sterren bevattend beschreef. Üe oudere Herschel bemerkte, dat de vorm dier vlek elliptisch was, en meende dat die vlek zich wel in sterren zou doen oplossen. De jongere Herschel be- weerde, dat het eene sterk afgeplatte nevelinassa was, welke eene omwenteling had om hare kleine as, maar in den jongsten tijd maakte Lord Hossi een einde aan alle dergelijke gissingen, daar hij met zijn telescoop den ganschen nevel in sterren oploste. Evenzoo is het geval met de nevelvlek in den Grooten Beer, dicht
bij de ster gamma. Messier beschreef haar als geheel zonder sterren > en moeielijk waar te nemen. De oudere Herschel besehreef haar als eene halfronde nevelmassa door een lichten schijn omgeven, welken de jongere Herschel voor een nevelring verklaarde. Hossi\'s telescoop loste echter alles in sterren op. Het middengedeelte ev ~~-x uit eene menigte heldere sterren, terwijl de gewaande
kere is samengesteld. Het geheel heeft den schijn van ons stelsel uit het wijde wereldruim bezien. De sehoone sterrenlioop uit den Waterman (Plaat L, l\'Mg 4), wt
door Herschel vergeleken werd bij goudzand, vertoont zich in di kijker van Hossi als eene prachtige vereeniging van sterren. Over de beide heerlijke vlekken uit Andromeda en Orion, welke
reeds gedeeltelijk in sterren ontbonden zijn, spreken wij later. Nog vindt men in het sterrenbeeld Perseus eene lichte wolk, voor
|
|||||
|
37 H
|
|||||
|
Let ongewapend oog reeds zichtbaar; door een middel matigen kijker
vertoont zich die groep als een prachtig schouwspel met eene duh- belster in het midden. De volgende met het bloote oog zichtbare ne vel vlekken, welke zich
door een goeden kijker als sterrenhoopen doen kennen, ontleenen wij aan het nooit genoeg gewaardeerde werk van onzen landgenoot, prof. Kaiser, "De sterrenhemel\'\' beschreven. Twee er van bevinden zich in het sterrenbeeld de Eenhoorn, eu
beiden zijn door een kleinen kijker in sterren te ontbinden; de eerste nevelvlek is in den Melkweg geplaatst, ten oosten van de heldere ster Betf.Jijeuze uit Oriou. De tweede is te vinden ten zuid-oosten van Procyou uit den Kleinen Hond. Evenzoo ziet men in de Giraffe tusschen den Voerman en Cassiopeia
eene langwerpige vlek, welke vele zeer heldere sterren bevat. Ook in de Tweelingen, juist hij den Zonsweg, vertoont zich zulk eene groep, waarin een matige kijker een tal van sterren ontdekt (Plaat L, Fig. G). Zij heeft een driehoekigen vorm, waarin geene concentratie is waar te nemen, hoewel het schijnt dat de sterren, waaruit deze verzameling bestaat, zich in hunne beweging naar eene massa richten in den top van de schijnbare pyramide geplaatst. Andere gemakkelijk te vinden sterrenhoopen zullen wij met de voornaamste nevelvlekkcn aanteeke- nen op de aan dit werk toegevoegde sterrenkaart. § 2. Onopgeloste nevelvlekkcn. Voorkomen in de kijkers. — Regelmatige vormen :
rond, elliptisch, ringvormig. — Nevelvlekkcn uit de Lier. — Planeetachtige nc- velvlekken, gissingen naar hunne natuur. — N\'evelsterren en hypothesen daar- over. — Spiraalvormige vlekken uit de Jachthonden, de Maagd en Cepheus. De nevelvlekkcn, waarop wij tot nu de aandacht vestigden, kunnen
door meer ot\' minder krachtige kijkers in sterren ontbonden worden; zij worden juister aangeduid met den naam van sterrenhoopen otster- rentrossen. Hebben die zonnen, welke wij in die groepen waarnemen, dezelfde
natuur als de sterren, welke wij schijnbaar verspreid aan den hemel zien fonkelen? Heeft iedere groep hare eigenaardige physische en chemische samenstelling? Ziedaar vragen, waarop wij het antwoord schuldig moeten blijven,
alleen de spcctraal-analyse kan er wellicht eenig licht over versprei- den. Daardoor is het misschien tevens mogelijk onderscheid te maken |
|||||
|
;m>
|
|||||
|
tussclieii vlekken, welke uit sterren bestaan, hoewel de krachtigste
telescopen ze niet vermogen in sterren te ontbinden en tusschcn vlekken, welke niet door sterren maar door eene wereldstof gevormd zijn; over de waarnemingen in dit punt door sommige sterrenkundi- gen gedaan, spreken wij later. Thans willen wij eenige nevelvlekken beschrijven, welke door den
telescoop óf gedeeltelijk öf in het geheel niet in sterren ontbonden zijn; wij zullen slechts rekenschap geven over den vorm, waarin zij zich in de kijkers voordoen. Het groot verschil in afstand dat er bestaat bij die zonnenvereenigingen of ophoopingen van nevel- stoffen moet noodzakelijk van grooten invloed wezen op hun voorko- men, en hoewel iedere verdeeling zeer willekeurig is, is het toch de gemakkelijkste wijze om eenige orde in zooveel rijkdom te verkrijgen. Wij besluiten voor als nog niets over den physischcn toestand dier vlekken, maar beschouwen ze volgens den vorm, en onderscheiden dan ronde, elliptische, ringvormige, kegelvormige en spiraalvorinigc vlekken. Wij beginnen met den regelmatigen ronden vorm.
De ronde, elliptische en ringvornicn zijn de algemeensten, welke wij
bij de vlekken waarnemen. Waarschijnlijk zijn een groot aantal vlek- ken met zulk een vorm slechts verzamelingen van sterren, welke wij om den verbazenden afstand niet onderscheiden kunnen, zoodat het geheel zich zelfs in de krachtigste kijkers als eene lichtschemering voordoet. Dat zulk eene gissing volstrekt niet onwaarschijnlijk is blijkt daar-
uit, dat naarmate men volmaakter en krachtiger werktuigen weet samen te stellen, men nevelvlekken in sterren oplost, welke men vroeger als onoplosbaar had beschouwd, en met zulke krachtige kijkers gewapend, ontdekt men dan in de diepte des hemels weer nieuwe vlekken. Plaat ld vertoont ons ecu paar voorbeelden van zulke cir- kelvormige en langwerpig ronde nevelvlekken. Ja bij sommigen gaat de ovale vorm bijna in eene rechte lijn over, zooals Fig. (> uitAndro- nieda en Fig. 5 uit lïereniec ons toonen. Hij de meeste ronde nevel- vlekken neemt men naar het midden eene soort van verdikking of liever sterkeren lichtglans waar, waardoor zich eene groote overeen- komst verraadt met de sterrenhoopen van ronden vorm. In sommige vlekken geschiedt echter die wassende lichtsterkte niet gelijkmatig, maar meer alsof er rondom het middelpunt lagen zijn geplaatst, en |
|||||
|
IIK STERRENWERELD
|
|||||||||||||
|
PLAAT 1.1
|
|||||||||||||
|
1
|
|||||||||||||
|
RINGVORMIGE NEVELVLEKKEN .
1 uit de Lier volgens Her schel. \'I dezelfde voltfens Rosse 3 uit He Zwaan
\'\\ mi den Slangendratfer .» ml den Schorpioen t\'i l>i| y van Androme da |
|||||||||||||
|
r^B ^JB r
■F ^v_^B
|
|||||||||||||
|
GROEPEN VAN NEVELVLEKKEN.
I ml Je Mnaed V uil Bereniee .\'Vuil den Waterman 1 uil de naa<5d .1 uil Berenire 6. uil de i*i"oote Matfellaansche wolk |
|||||||||||||
|
.\'
|
|||||||||||||
|
.\'VSO
|
|||||
|
daardoor verkrijgen zij dan eene nieuwe gelijkheid niet de sterreu-
hoopcn, welke men reeds in sterren ontbonden hoeft. De ovale vorm, welke soms voor het oog met eene rechte lijn ge-
lijk staat, behoort waarschijnlijk tot massa"s, die zeer afgeplat zijn, en welke wij op den kant zien. Een klein aantal nevelvlokken vertoonen zich in een geheel eigenaardigen, merkwaardigen vorm, namelijk ringvormig. Zulk een zeer belangrijk voorwerp vindt men in het sterrenbeeld de Lier, tusschen de beide sterren Beïa en Gamma niet verre van de heldere ster Vega; de schijnbare grootste middellijn bedraagt 1 minuut. Een nevelachtige ring omgeeft eene minder heldere kern. (Zie Plaat LI, Fig. 1). Door den grooten kijker van Lord Hossi beeft de vlek wel haren vorm behouden, maar biedt zij vele bijzonderheden aan. (Zie Fig. 2 van Plaat LI). De binnenste en buitenste randen van den ring zijn bedekt niet een krans van lichtende punten, waarschijnlijk sterren, en in het meer duistere midden vertoonen zich evenwijdige lijnen, terwijl de vlek zelve als met franje omboord is en uitvloeit. Nog geven wij volgens de teekening van J. llersclicl een paar
voorbeelden van dergelijke ringvormige nevel vlekken, een bij het sterrenbeeld de Zwaan en een in den Slangendrager. (Plaat LI, Fig. 3 en 4). De nevehiek uit den Schorpioen en de zoo langwerpige uit Andromeda komen daarin overeen, dat beiden aan weerszijden in den ring eene ster hebben, de eerste in de richting van de korte en de tweede in de richting van de lange as. (Plaat LI, Fig 5 en 6). De eigenlijk genoemde planeetachtige nevclvlekken zijn de inerk-
waardigste voorwerpen aan den hemel. Zij dragen dien naam, omdat hun vorm ons de schijf eener planeet vertoont niet een zwak licht bedeeld. Wat hen onderscheidt van de boven reeds genoemde ronde en ovale nevelvlokken is de gelijke lichtkracht over de gansche opper- vlakte verspreid, want men neemt volstrekt geene verdikking of ver- meerdering van lichtkracht naar hot middelpunt toe waar, zooals bij de eerste, alleen aan den rand van de nevelachtige schijf merkt men eene geringe lichtvermindering op. Daaruit heeft men willen besluiten, dat zulke vlekken niet veroor-
zaakt worden door eene sferische opecnliooping van sterren, want dan moest bij eene gelijkmatige verdecling over de gansche groep, de perspectief, zooals wij hier boven reeds aanmerkten, ons noodzakelijk eene schijnbare concentratie vertoonen. .1. Herschel maakte de gissing, dat de sterren in zulke vlekken bij wijze van eene holle schelp ge- |
|||||
|
:)si
|
|||||
|
plaatst waren, hetgeen echter onwaarschijnlijk is. WUliam Herschel over
die planeetachtige vlekken sprekende, zegt in zijne verhandeling daarover in 1802: "Wanneer wij aannemen, dat zulke nevelen eene groote massa nevelstof bevatten, gelijk aan die, waaruit onze Zon bestaat, dan nemen wij aanstonds waar, dat de lichtkracht veel min- der is dan die op deze laatste; een enkel gedeelte immers van onze zonneschijf, 15 seconden groot, verspreidt veel meer glans dan de volle Maan, en het licht van een planeetachtigen nevel van dezelfde uit- gebreidheid, evenaart nauwelijks de lichtkracht van eene ster der 8ste 0f (»<ie grootte. In de vooronderstelling dat zij ophoopingen van sterren zijn, op
zulk een verbazenden afstand, dat zij zoo kort op elkander gedron- gen schijnen, kan men zich geen rekenschap geven, waarom hun glans zoo gelijkelijk over de gansche vlek verspreid is, zonder ver- dikking in het midden, en zijn het onregelmatige groepen van sterren, dan is de ronde vorm onverklaarbaar. Daarom komt Herschel later tot de gevolgtrekking, dat die nevelen zich wellicht uit grootere ne- velen, langzamerhand hebben samengetrokken of verdikt, zoodat zij in latere tijden sterren zullen worden. Waarschijnlijk zegt Herschel, wentelen zij allen om eene as en verkrijgen dan daardoor een afge- platten vorm aan de polen. Dergelijke hypothesen worden echter door de latere waarnemingen
met krachtige kijkers niet bevestigd, integendeel daardoor vervallen alle gissingen, welke men gemaakt had over de gelijkelijk verspreide lichtkracht. Een bewijs welk een invloed krachtige kijkers hebben, wordt ons geleverd bij de planeetachtige nevelvlek in den Grooten Beer bij de ster Bèta. De middellijn dier vlek bedraagt ongeveer 3 minuten en de schijf toont zich scherp begrensd. In den reuzenkijkcr van Lord Rossi verdwijnt de gelijkvormige verlichting dier vlek en vertoont zij zich geheel anders; dan ziet men op de schijf twee duistere vlekken, in wier midden zich twee heldere punten vertoonen, die geheel den schijn van sterren hebben, en hieruit volgt dus, dat die nevel niet tot de planeetachtigen behoort. Een tweede voorbeeld vinden wij in de nevelvlek van Andromeda,
dicht bij de ster Kappa; volgens de waarneming van Herschel was deze nevelvlek zuiver rond en van gelijke lichtkracht, maar toen Lord Rossi er zijn krachtiger telescoop op richtte, nam hij er een lichten- den ring in waar. |
|||||
|
;5«2
|
|||||
|
Evenzoo is liet niet andere ue vel vlekken, zoodat het zeer gewaagd
is om, alleen steunende op den vorm, waarin zulk een voorwerp zich in den kijker vertoont, hijpothescn te bouwen, welke door de waar- neming met krachtiger kijkers weersproken worden. Eenc andere soort van geheimzinnige voorwerpen aan den hemel,
zijn de zoogenaamde nerelsterren, wier natuur nog geheel in liet duister is gehuld. Zij vertoonen ons nevelvlekken, in wier midden zich eene of meer sterren bevinden, zij nemen verschillende, maar immer zeer regelmatige vormen aan. Eene menigte van waarnemingen zullen nog moeten geschieden, om eenigszius nader niet den toestand waarin zij zich bevinden bekend te worden; want dat sterren zicht- hare dampkringen bezitten en wel van zulk eene uitgebreidheid, is moeielijk aan te nemen, wanneer wij ten minste die nevelen niet be- schouwen als met eigen licht bedeeld. Dat het centraalpunt eene ster is, is aan geen twijfel onderhevig,
want het verschilt in niets met stenen van dezelfde grootte; zoo wij ons echter den grooten afstand van zulke sterren in herinnering bren- gen, dan is de uitgebreidheid van den hen omgevenden nevel waarlijk wonderbaar groot; daarom geloofden Derham en Lacaille, dat zulke nevelen in geen verband niet die sterren stonden, maar dat de sa- menhang slechts schijnbaar was. Mairan weersprak het eerst en niet, recht die nieening, en de tal-
rijke waarnemingen van den ouderen Uerschel bewezen de onhoud- baarheid dier hypothese; want het kan geen toeval wezen, dat bij zulke ronde vlekken de ster juist in het middelpunt staat, en bij een ovaalen vorm vindt men gewoonlijk eene ster in ieder van de beide brandpunten; er schijnt dus een physische samenhang te bestaan van de ster met den haar omgevenden nevel. De hypothese, dat zulke nevel- vlekken zich in eene periode van concentratie bevinden, en dat wij in de in het middelpunt geplaatste ster, reeds eene beginnende zon waarnemen, is vooralsnog even onbewezen als eene andere nieening van Uerschel, dat er in de hoogere streken des hemels zich ook eene duistere nevelstof bevindt, en als eene heldere ster door dien nevel heen schijnt, wij dan de zoogenaamde nevelstcrreii verkrijgen. Wanneer wij de hypothese van eene wercldstof aannemen, waaruit
zich in de hoogere streken des hemels sterren- en zonnestelsels vor- men, waarover wij later zullen handelen, dan moeten wij met zekere |
|||||
|
;}*;$
|
|||||
|
verbazing de spiraalvonnige nevelen beschouwen, waar wij dan zulk
eene wereldvorming onder onze oogen zien plaats grijpen. Wij moeten echter niet vergeten, dat de vorm waaronder de nevelvlekken zich aan ons vertoonen, grootendeels schijnbaar is, want naarmate er krachtiger werktuigen worden aangewend, verdwijnt de eerst waar- genomen vorm soms gedeeltelijk, soms geheel en al; een voorbeeld daarvan, gaven wij in Fig. 1. en 2. van plaat LI., waar de nevel- ring uit de Lier zich in den kijker van Rossi geheel anders ver- toont, dan in den minder krachtigen van Herschel. Dat zulk eene verandering in den vorm slechts schijnbaar is, laat zich gemakkelijk begrijpen. Wij hebben daarvan een voorbeeld in de verbazingwekkende nevelvlek uit de Jachthonden. Herschel teekende die vlek af, als een ring, waarvan de eene helft dubbel was en welke eene heldere, ronde nevelvlek of kern omgaf, terwijl op korten afstand buiten den ring, zich eene tweede heldere nevelvlek bevond. Toen echter Lord Kossi dat voorwerp met zijn zooveel maal sterker telescoop waarnam, toen verdween de schijnbare ring, en een wonderbaar schouwspel vertoonde zich aan zijne blikken. (Zie Plaat LUI). Schitterende spiraalvormige strepen, die ongelijk verlicht waren en
bezaaid met eene menigte sterren, gingen uit het middelpunt van de nevelvlek; elkander omvattend en omsluitend, schijnen zij zich uit te breiden, in eene bepaalde richting uit te loopen en zich te verliezen, terwijl de kleine afgescheidene nevelvlek door zekere vertakkingen met de groote is verbonden. Volgens de nieuwste waarnemingen van Chacornac, heeft die kleine nevelvlek ook den spiraalvorm evenals de groote. Welke hypothese men ook aanneemt, onze verbeelding blijft gesla-
gen bij de beschouwing van zulk een grootsch schouwspel. In de vooronderstelling dat het eene nevelvlek is, welke door krachtige kijkers in sterren ontbonden kan worden, aan wien is het dan ge- geven, die millioenen zonnen te schatten, wier licht dien won- derbaren en in lichtkracht zoo afwisselenden vorm te weeg brengt. Als men steunend op den afstand, zich de afmetingen van dat stelsel zoekt te verbeelden, dan schrikt men terug voor de diepte van het hemelruim, waarin de nienschelijke blik is doorgedrongen. Welk een tal van vragen dringt zich aan ons op. Is do spiraalvorm
de eigenaardige en oorspronkelijke vorm van ncvelniassa\'s, wier ver- dikking het aanzijn gaf aan de sterren, welke wij in die reusachtige |
|||||
|
384
|
|||||
|
vereeniging zien schitteren, of wel hebben die sterren zulk eene spi-
raalbeweging in de nevelvlek veroorzaakt? Zie daar vragen wier be- antwoording wellicht nog eenwen van waarneming zal vereisehen. Zal men in zulke vlekken veranderingen in den vorm waarnemen, die niet voortkomen uit krachtiger kijkers, maar die in werkelijkheid bestaan? Zulks zal de toekomst moeten loeren. Die spiraalvorm is niet alleen eigen aan de nevelvlek in de Jacht-
honden, PI. Lil geeft ons nog een paar even merkwaardige voor- beelden , beiden volgens teekening van Lord Hossi. liet eerste is uit de Maagd, de vier groote afdeclingen of takken
van die spiraal zijn gescheiden door donkere tusschenruimtcn en zelven zijn zij verdeeld door minder heldere spiraalstrepen , waardoor minder ge- condenseerde sterren worden aangeduid; liet centraalpnnt duidt dnide- lijk cene groote concentratie aan. Fig. 2 vertoont ons eene groote nevelvlek met eene sterk aange-
duide concentratie, waaruit takken schieten in den vorm van spiralen. Op vele plaatsen van die takken kan men andere punten van con- centratie waarnemen. Zullen deze de rol van planeten vervullen, welke rondom hunne gemeenschappelijke zon loopen? Iloevele eeuwen znl- len er nog voorbij moeten gaan, eer deze vraag beantwoord kan worden! Naarmate men met meerdere zorg en gewapend met krachtiger
werktuigen de hemelruimte doorzoekt, wordt liet getal van de ont- dekte spiraalvormige nevelen grooter. In liet door Lord Hossi gegeven verslag in 1861 gaf liij reeds een veertigtal spiraalvormige vlekken aan, en bij een dertigtal giste hij denzelfden vorm. 8 3. Groote onregelmatige nevelvlekken. — Verschil in voorkomen naargelang der
k(jker«. — Beschrijving der vlekken uit Andromeda, Dumb-bell uit den Vos, de Crab Nelmla uit den Stier, en den Orionnevel. De tot hiertoe beschrevene nevelvlekkcn kenmerken zich door een
zeer regelmatigen vorm, en als men daar bij voegt de lichtopcenhoo- ping in het middelpunt, of de in één punt zich kruisende strepen, dan is men gedrongen een zekeren gemeenschappelijken band onder al de sterren, waaruit zulk eene groep bestaat, aan te nemen, of in de vooronderstelling, dat zulk eene vlek uit eene nevelstof be- staat, dan moet men daarin een streven aannemen, om zich in één of meer punten van overwegende aantrekkingskracht te vereenigen en te concentreeren. |
|||||
|
UK STKK15KXWKKF.I.P
|
IM.AVI\'
|
||||||||
|
r\'
|
|||||||||
|
Spira.ilvormi^o n.-vrlvlok uil i\'.r \\la.i\\Ji1 vulgus I..>n1
|
|||||||||
|
I""i\\> \'l Spiraalvormiö\'e nevelvlek uil Cepheus volgens Lord Ross
|
|||||||||
|
il ■ Ti
|
|||||||||
|
385
|
|||||
|
Behalve die regelmatige vormen vertoont Let hcmelruim ons groote
vlekken zonder eenigen bepaalden vorm in weelderigen rijkdom en overgrootc verscheidenheid. Wij zullen eenigen der belangrijksten en meest bekenden nader be-
schouwen en beschrijven, waarbij wij nog eens opmerken, dat de vorm waarin zij zich vertoonen gelieel schijnbaar is, daar de krachtige kijkers er nieuwe bijzonderheden in doen ontdekken, waardoor de ganschc vorm verandert. Welk ceuc verbazende kracht de rcuzenkij- ker van Lord Kossi ook bezit, wellicht zou met nog sterkere werk- tuigen een tal van bijzonderheden ontdekt worden, waardoor tot nu toe onoplosbare nevelvlekkeu in sterrenhoopen ontbonden worden, en regelmatige vormen zich als zeer onregelmatig doen kennen. Hiervan hebben wij reeds een voorbeeld bij de nevelvlek van An-
dromeda. Simon Marius, die haar het eerst ontdekte, beschreef haar als een kaarslicht, dat men door een dun hoornplaatje beschouwt; Cassini hield haar voor driehoekig; Legentil noemde baar rond, terwijl Messier in 18(i4 haar als zeer langwerpig ovaal beschreef met eene sterke verdikking in het midden; Lamont beschouwde haar evenzoo, en toen hij eene 1200malige vergrooting gebruikte, ontdekte hij verschillende wolkachtige plaatsen, hetgeen hij als een zeker tecken aannam dat zij oplosbaar was. De groote kijker van Cambridge in Noord-Amcrika, ver- toonde den nevel weder in een anderen en wel zeer onregclmatigeu vorm; daardoor loste men hem op in een zeer groot aantal sterren, zoodat Bond er 1500 telde, gelijktijdig vertoonden zich in haar midden twee evenwijdig loopeude zwarte strepen, waardoor de nevelvlek in twee helften verdeeld wordt, waarin zich aan den cenen kant eene cirkel- vonnigc en eene langwerpige lichte vlek vertoont en in de andere helft evenzoo eene langwerpige uitmiddelpuntig geplaatste lichtvlek. De gansche nevel is ongeveer 2\'i.i graad lang en 1 graad breed. Een ander voorbeeld van zulke optische veranderingen, die enkel hunne
oorzaak hebben in de meerdere of mindere kracht van den kijker, wel- ken men gebruikt, geeft ons eene zeer merkwaardige nevelvlek uit het sterrenbeeld den Vos aan den noorder-hemel onder de Zwaan. J. Herschel gaf er het eerst eene teekening van en noemde haar Dumb-bell, volgens hare gelijkenis met een werktuig, dat men bij de gymnastie gebruikt, bij ons halter genoemd. Twee lichtuiassa\'s ver- bonden door een korten hals vertoonden zich in dien nevel, terwijl het geheel omgeven was door een dun nevclhulsel in ovalen vorm. Toen |
|||||
|
386
|
|||||
|
Hossi liaar beschouwde niet een kijker, wiens opening .\'5 voet bc-
droeg, bleek liet reeds dat de ncvelinassa\'s oplosbaar waren, en met zijn groeten telescoop van 0 voet opening zag hij talrijke sterren op een nevelachtigen grond. Het geheel behield zijn oorspronkelijke!! vorm. Fig. 1 van Plaat LIV geelt ons van dat zonderlinge voorwerp eene ai bedding. De onregelmatige nevclvlekkcii vertoonen zich in de vreemdste vor-
ïnen. Zoo bijv. de ïievelvlek uit den Stier, die in kijkers van weinig vermogen zich als een regelmatige ovale vorm vertoont. In den kijker van Lord ttossi daarentegen vertoont zij zich als eene reusach- tige krabbe, wier pooten en vinnen ons worden afgeteekend door lange sterrenrijen. (Zie Fig. 2, Plaat LIV). De meer uitgebreiddc en groote nevelvlekken hebben om hunne
onregelmatige en vormlooze massa\'s den schijn van wolken, die door stormen zijn verscheurd en vaneen gejaagd. In die zoo ver verwij- derde opeenhoopingen beeft men echter aanduidingen ontdekt, dat zij in sterren oplosbaar zijn, zoodat daardoor het bewijs schijnt geleverd te worden, dat liet onmetelijke sterrenhoopen zijn, archipels van werelden zonder tal; echter zullen wij zien dat de spectraal-analyse ons het bewijs levert, dat die vlekken toch ook gedeeltelijk uitnevcl- stof bestaan, uit gasachtigc massa\'s, welke eigen licht bezitten. Vooral dicht bij den Melkweg, midden in de schitterendste sterren-
beelden aan den hemel, vindt men de grootste nevelvlekken van zeer onregelniatigeii vorm. Eene er van, die aan deu noorderheniel voor het bloote oog zicht-
baar is, zullen wij met zekere uitvoerigheid beschrijven, namelijk de zoo bekende nevelvlck van Orion. Cysat was zoover wij weten de eerste , die deze nevel ontdekte en
onze landgenoot lluyghcns gaf in 1656 er bet eerst eene tcekening van, hoewel deze in niets overeenkomt met de afbeeldingen der nieuwere sterrenkundigen. Dominicus Cassini, Mairan, Picard, Lcgentil en Messier hebben zich op veelvuldige wijzen met den nevel uit Orion bezig gehouden; hunne kijkers waren echter te onvolkomen dan dat hun arbeid duurzame vruchten kon opleveren. De latere afbecldin- gen door Herschel aan de Kaap de Goede Hoop gemaakt, alwaar de Orionnevel hooger boven den horizon rijst dan op onze breedte, win- ncn bet in volmaaktheid; de schoonste afbeelding beeft Hond in Noord-Anierika ons geleverd. (Zie Plaat LV). |
|||||
|
l\'I.AAT I.III
|
||||||
|
NEVELVLEK UIT DE JACHTHONDEN
|
||||||
|
387
Omdat de meer volmaakte en krachtiger kijkers meer sterren in
die vlek deden onderscheiden, geloofden de sterrenkundigen, dat zij geheel in sterren oplosbaar was; de uitkomsten echter der spec- traal-analysc hebben die overtuiging eenigszins\' aan het wankelen ge- bracht. Rossi en Bond hebben de helderste declen gedeeltelijk in stcr-
ren ontbonden. Men heeft liet heldere gedeelte, dat aan het trapezium grenst, waarover wij bladz. :$44 reeds spraken, de Huyghensche streek genoemd, welke de gedaante heeft van een rechthockigen driehoek, terwijl de verlichting niet eenparig maar schubsgewijze plaats heeft, welke ieder een sterrenhoop schijnen te wezen. Volgens de teekening van Hond schijnen de meer losse strepen in
de nevelvlck een zekeren spiraalvorm aan te nemen. Professor d\'Arrest heeft onlangs met den grooten kijker van de
sterrenwacht te Kopenhagen den Orionncvcl aan een nauwkeurig on- derzoek onderworpen, en meent even als Struve eenige verandering daarin te hebben opgemerkt. Wanneer twee verschillende waarnemers, die verschillende telesco-
pen gebruiken, dezelfde veranderingen opmerken, kan zulks niet aan gezichtsbedrog worden toegeschreven; dit echter kan niet gezegd worden, wanneer men niet zwakkere kijkers veranderingen waarneemt op denzelfden avond. Hierboven zagen wij reeds het groot verschil, dat de ncvelvlekken opleveren naarmate men ze met krachtiger of zwakker werktuigen waarneemt. Zoo meenden de waarnemers te Greenwich den 11 Jan. 1804 aan-
ïncrkelijke veranderingen waar te nemen, hunne opmerkingen zijn echter toegeschreven aan gezichtsbedrog of aan de mindere helderheid der lucht, of de mindere kracht van het daarvoor gebruikte werktuig. Zulks kan echter niet het geval wezen met de waarnemingen van Struve te Dorpat en van d\'Arrest te Kopenhagen, hoewel deze ster- renkundigen zeker te ver gegaan zijn met hunne bewering, dat uit die veranderingen blijkt, dat de Orionvlek uit nevclstof bestaat en aan geweldige stormen en beroeringen onderworpen is. Want als wij opmerken hoe Lamont in het jaar 1S.\'57 reeds verklaarde, dat de Orionnevel in sterren oplosbaar was en hoe hij door den grootcr Bogenhauser kijker in gunstige omstandigheden de verschillende licht- pnnten meende te zien flikkeren; wanneer wij verder vernemen, dat de nog krachtiger kijker, welke Hond bij zijne onderzoekingen gebruikte, |
||||
|
CC
o
|
||||||||
|
> ±
_l
> L
|
||||||||
|
388
|
|||||||
|
eu dut de reuzenreflector in Parsonstown van Lord Uossi werkelijk
een deel van den nevel in een zwerm van ongemeen kleine sterren hebben opgelost, is het gevolglijker, dat men in de overige nog niet op- gelostc deelen der vlek ook geene ncvelmassa aanneme. Waarschijn- lijk vereenigen zich voor ons oog in den Orionnevel cene menigte ver achter elkander liggende sterrenstelsels, en de plaatsverandering van ons zonnestelsel in de ruimte, tegelijk met de verandering van die verre sterrcnlagcn, moet noodzakelijk niet den tijd cenige verandering in sommige deelen van den Orionnevel te weeg brengen. Later zullen wij de spectraal onderzoekingen over dezen nevel nader
Ixjschouwcn. Volgens Herschel beslaat hij eenc ruimte aan den hemel gelijk aan
de schijf der Maan, hij meent dat hij ecne soort van tak is van den Melkweg en wel de verlenging van die, welke uit Perseus gaat in de richting der Pleiaden en Aldebaran. |
|||||||
|
II.
Gboepen van Nkvelvlekkkn. § 1. Dubbele en meervoudige nevelvlekken. — Waarschijnlijkheid van onderling verband.
Wanneer wij de talrijke nevelvlekken aan den hemel nauwkeurig
onderzoeken, bemerken wij dat er velen zijn, welke zoodanig met dubbel- of veelvuldige sterren zijn verbonden, dat er geen twijfel bestaat, dat zij met elkander één samenhangend stelsel uitmaken. Evenzoo vindt men in de diepte des hemels nevelvlekken zoodanig
geplaatst, dat men zulks niet aan schijn kan toeschrijven, maar men gedrongen wordt, zulke vereenigingen van ééne of meerdere vlekken als één geheel te beschouwen, dat een onderling verband bezit, en bij zulke merkwaardige vereenigingen vindt men hetzelfde verschil iii vorm als wij bij de enkelvoudige nevelvlekken waarnamen. Plaat LI leert ons eenigc van die verschillende vormen kennen; dan eens vertoonen zij zich als een paar bolvormige opeenhoopingen, zoo- als Fig. i\\ uit den Waterman, dan weder is de elliptische vorm duide- lijk genoeg kenbaar, zooals de groep Fig. 4 uit de Maagd ons toont, ooms vertoonen zij zich geheel gescheiden, zooals Fig. 3, 4 en 5, maar |
|||||||
|
389
|
|||||
|
soms ook schijnen zij elkander te doordringen en te omvatten, hetzij
zulks in werkelijkheid plaats heeft of slechts schijn is. (Zie Fig. Ien2, nevelvlekken uit de Maagd en uit liereniee.) Het aantal middelpunten, waar eene verdikking schijnt plaats te
hebben, is soms zeer groot. Herschel geeft ons een voorbeeld van eene nevelvlek uit de groote Magellaansche Wolk (Zie Fig. 6), waar een zevental zulke verdikkingen zijn waar te nemen. De groote en ter beantwoording moeielijke vraag is, staan zulke
dubbele en meervoudige nevelvlekken in onderling verband, of is dat verband slechts schijnbaar voor ons oog? Wanneer men de betrekkelijke zeldzaamheid van de meer of minder
regelmatige nevelvlekken bedenkt, en daaruit de geringe waarschijn lijkheid afleidt, dat door toeval op zulk een korten afstand zich twee of meer van die raadselachtige voorwerpen bevinden, dan moet men zich verwonderen, dat men volgens den jongeren Heischel reeds een aantal van 146 dubbele, 25 drievoudige, 10 viervoudige, 1 vijfvoudige en 2 zesvoudige nevelvlekken gevonden heeft. Zulk eene groote menigte is zeer moeielijk enkel door bet toeval uit te leggen, evenmin als het groot aantal dubbelsterren door het toeval en door optisch bedrog te verklaren is, en evenals men bij de dubbelsterren stelsels aanneemt, van twee of meer physisch bij elkander bchoorende zonnen, gelooft men thans ook, dat twee of meer zulke nevelvlekken in onderling verband staan. D\'Arrest, die zich in den jongsten tijd veel met de onderzoeking
der nevelvlekken heeft bezig gehouden, bemerkt over de dubbelnevels, dat volgens zijne waarnemingen het aantal van de, naar alle waarschijn- lijkheid, physisch met elkander verbonden nevelvlekken zeer groot is, vooral in verhouding van de dubbelsterren tot de vaste sterren, en het is niet onwaarschijnlijk, dat men in de toekomst de banen van zulke dubbclnevels berekenen zal, want daar men tot nu toe zich weinig met die voorwerpen heeft bezig gehouden, is het niet mogelijk om ten minste met zekerheid cenige omloopsbewcging te bepalen; wel zijn reeds aanduidingen waargenomen van eene verandering in onderlingen stand, zoo bijv. bij de nevelvlek n°. 310 uit den cataloog van J. Herschel. In 1785 bedroeg de afstand van deze dubbehïek 00 seconden, in 1827 slechts 45, en de stand- of positichoek bedroeg 45 graden. In 1862 bevond d\'Arrest, dat de onderlinge afstand tot op 28 seconden was afgenomen, terwijl de positichoek 56° 32\' 20
|
|||||
|
:j«.ki
|
|||||
|
bedroeg; eenc omloopsbeweging is bier dus ontwijfelbaar te erkennen,
boewei men echter over den duur niets naders bepalen kan. Eene verandering in zulk een kort tijdsverloop waargenomen, zou
bet zeer waarschijnlijk maken, dat zulk eene nevelvlek niet een ster- renhoop is, welke om zijn afstand niet in sterren opgelost kan wor- den, want de machtige kijkers van onzen tijd hebben nevelen in ster- ren opgelost, die 4000 Sirius afstanden bevatten, dat is ongeveer l(i,000 billioen mijlen. Wanneer nu de vooronderstelling waar is, dat zulke nevelvlekken, die niet in sterren opgelost kunnen worden, toch veroorzaakt worden door eene opcenbooping van vaste sterren, dan moeten zulke sterrenboopen veel verder dan 1(5,000 billioen mijlen van ons verwijderd zijn. Maar wanneer wij op zulk een afstand zulke snelle veranderingen waarnemen als waarvan bier boven sprake was, dan zou daaruit volgen, dat zulke sterrenstelsels, die ons als nevelen toeschij- nen, zich om bun gemeenschappelijk zwaartepunt bewegen met eene snelheid, 4000 maal sneller dan die, waarmede onze Zon op bare baan voortsnelt, ongeveer 2 millioen mijlen iedere minuut. Zulk eene snel- beid, hoewel niet onmogelijk, is toch zoo verbazend, dat zij twijfelin- gen doet ontstaan. De veranderingen dus, welke bij nevelvlekken zijn waargenomen, wijzen er op dat zij werkeljjke nevelen zijn, door eene centraalster verlicht, en de dubbelnevelen zijn dan de door neve- leu omgeven dubbelsterren van onze vaste sterren. Later zullen wij de eigenlijke natuur van die voorwerpen bespreken,
en verslag geven over de meeningen der wetenschap. § 2. Beschrijving der beide Magellaansche Wolken aan den Znlderhemel. — Beschru-
ving der beide zoogenaamde Kolenzakken. Wanneer men de bemelruiinte rondom de Zuidpool beschouwt, ver-
wondert men zich over bet verschil, dat men waarneemt tusschen de aan sterren zoo arme hemelstreken rondom de pool, en den zoo helder blinkenden Melkweg. Slechts ééne enkele ster van de eerste grootte, Ac her nar namelijk uit den Eridaan vloed, schittert in deze streken, .luist echter om die armoede vallen twee nevelvlekken in het oog, alsof het een paar losgescheurde stukken van den Melkweg zijn, en daardoor geven zij aan den Zuiderhemel eene bijzondere schoonheid. Heiden zijn aan de sterrenkundigen en aan de zeevaarders bekend
onder den naam van Magellaansche Wolken, en men maakt onderscheid tusschen de groote en kleine wolk. üe eerste heeft eene lengte van |
|||||
|
391
|
|||||
|
20 en eene breedte van G graden, de tweede daarentegen is slechts
12 graden lang en 3 breed; zij zijn beiden met het bloote oog zicht- baar, alleen de kleine is bij maneschijn niet waar te nemen. Van de groote wolk wordt reeds gewag gemaakt in een werk van den
Persischen sterrenkundige A bdurrah man Sufi onder den naam el-baker (de os). Later hielden Vespucci en Petrus Anghiera zich met die nierk- waardige voorwerpen bezig, maar de schitterende roem en de lange duur van de eerste Magellaansche rondzeiling der aarde (,van Aug. 1519 tot Sept 1522), het lange oponthoud in het zuidelijk halfrond was oorzaak, dat de naam van Magellaansche Wolken zich onder alle schcepvarende natiën verbreidde. Langen tijd wist men weinig zekers van die zon- derbare lichtnevels, en de zonderlingste meeningen werden er over geuit; aan den jongeren Herschel echter zijn wij de kennis ver- schuldigd, welke men er thans van bezit. Uit de waarnemingen van dezen sterrenkundige bleek het, dat de wolken van Magellaan niet te beschouwen waren als gedeelten van den Melkweg, zooals eenigen meenden, ook niet als sterrenhoopen, maar daaruit bleek, dat zij samengesteld waren uit eene zonderlinge vereeniging van nevelvlek- ken, sterrenhoopen en afzonderlijke sterren; want alleen in de groote wolk telde Herschel 291 nevel vlekken, 40 sterrenhoopen en 582 ster- ren, waarvan eene enkele slechts van de 5de grootte is en een zestal van de (J(1(! grootte, zoodat deze met het bloote oog zichtbaar zonden wezen, als hun licht niet door den glans van de nevclvlek over- schitterd werd. In de kleine wolk zijn de sterren naar verhouding talrijker, daar
hij er 200 telde; nog bestond die wolk uit 37 nevelvlekken en 7 sterrenhoopen. Alle soorten van nevelvlekken worden in die beide wolken verte-
genwoordigd; afzonderlijke en met elkander verbondene in groepen van twee, drie, enz., de meesten zeer regelmatig en in ronden vorm. De dubbele, meervoudige nevelvlekken zijn er veel talrijker dan zelfs in die hemelstreken, die er het rijkste aan zijn, zoodat die voorwerpen geheel onderscheiden zijn van den Melkweg, waarvan zij op grooten afstand zijn verwijderd. Zij schijnen ons een miniatuurbeeld te leveren van den ganschen hemel. De beide zwarte vlekken, welke men in den Melkweg aan den
Zuiderhemel waarneemt, leveren een groot contrast met de zoo heldere Magellaansche Wolken. Men heeft aan die beide voorwerpen den zon- 2ü*
|
|||||
|
392
|
|||||
|
derlingen naam van Kolenzakken gegeven. De opvallendste van deze
vlekken, welke ongeveer 30 kwadraat graden groot is, bevindt zich in het sterrenbeeld het Zuiderkruis, en wel tnsschen de sterren Alpha(a) van het Kruis en Bèta (/S) van den Centaurus. In die ruimte is voor het bloote oog slechts eene enkele ster van
de 0de grootte zichtbaar, terwijl de schemering van den Melkweg en de rondom die opening geplaatste 200 sterren, het ledige van die ruimte des te sterker doen uitkomen, zoodat daardoor het opvallende zwarte van die beide zoogeuoemde Kolenzakken gemakkelijk ver- klaard wordt. Ook vinden wij in den Schorpioen en in den Slangendrager een
paar zulke aan sterren zeer arme streken. William Hersehel noemt ze openingen in den hemel; het schijnt dat de sterrenlagen op die pmi- ten onderbroken zijn, en wij dus met onze kijkers in het verre wereld- ruim blikken zonder eenige sterreu te kunnen bereiken. S ■\'. De Melkweg. — Schijnbare vorm. — Loop door de noorder- eu zuider-ater-
renbeelden. — De Melkweg niet den telescoop bezien. Met uitzondering van de Magellaansche Wolken en weinige andere
sterrenhoopen zijn al de nevelvlekken, waarvan wij gesproken heb- ben, voor het bloote oog onzichtbaar. De schijnbare kleinheid hun - ner afmetingen is er eensdeels de oorzaak van, maar ook de ver- bazende afstand, waarop zij zich van ons verwijderd bevinden, is de reden, waarom zij zich in zulk een verzwakt licht aan ons oog vertoonen. Dit is echter niet het geval met dien broeden lichtgordel, die langs
den hemel loopt, en welke aan iedereen bekend is onder den naam van Melkweg. De lichtschemering van dien gordel is helder genoeg, en om zijne lengte, welke den gansenen hemel beslaat, en om zijne aan- zienlijke breedte valt hij ons aanstonds in het oog, wanneer hij zich boven den horizon vertoont. Hoewel hij zich eiken nacht op alle breedten der Aarde hoven den gezichteinder vertoont, is hij echter het beste waar te nemen naarmate hij hooger rijst; om hem daar in al zijn pracht en schoonheid te beschouwen, moet men zekere tijd- stippen van het jaar of bepaalde uren van den nacht gebruiken. De Melkweg loopt in den vorm van een onregebnatigen grooten
lichtgordel van ongelijke breedte rondom het gansche uitspansel; dui- |
|||||
|
393
|
|||||
|
«lelijk ziet men, (Int hij zich halverwege inliet sterrenbeeld de Zwaan
in twee takken splitst. Zijne breedte is zeer ongelijk. op enkele plaatsen is hij zoo snml, dat luj nauwelijks ó graden meet, en op andere, heeft hij cene breedte van 15 graden, hoewel de randen onmerkbaar uitvloeien. Eer wij iets zeggen over de pissingen naar zijnen waren vorm en
samenstelling, zullen wij hem eerst vluchtig beschrijven, en de voor- naainste sterrenbeelden optellen, welke hij doorloopt: de bij dit werk gevoegde sterrenkaart zal hem ons duidelijk doen kennen. De noorderlicht van den .Melkweg loopt van het sterrenbeeld den
Eenhoorn, waar hij den aeqnator doorsnijdt langs den Kleinen Hond, door een gedeelte van de Tweelingen, den Voerman, I\'erseus, Cas- siopeia en Ccpheus naar de Zwaan, waar hij zich in twee armen splitst, waarvan de eene door de Gans, den Vos en den Arend loopt en de andere in dezelfde richting een gedeelte van Hercules door- snijdt, om in den Slangendrager te komen. In Perseus schijnt hij een tak te hebben , die zich in de richting
van de Pleiaden verliest. (Zie Plaat XLIV.) In den Arend en de Zwaan heeft de Melkweg de grootste lichtkraclit, terwijl hij in I\'erseus en bij den Eenhoorn het zwakste is: dicht bij de Zwaan bemerkt men ook eene soort van opening, door welke men in de verre ruimte des hemels ziet. Wanneer hij den evenaar doorsneden heeft, komt hij langs Sirius
in het sterrenbeeld het Schip (Argo), en neemt dan onder den zuider- hcmcl voortdurend in helderheid toe. In het Schip verdeelt hij zich in verscheidene takken, die zich over eene groote breedte als een waaier uitspreiden en dan plotselings afgebroken schijnen, om echter verder in datzeltde sterrenbeeld weer te voorschijn te komen. (Zie Plaat XEVI1.) In den Centaurus en in het Zuiderkiuis vereenigen zich die verschillende takken tot een smallen lichtenden band. waarin zich de hierboven besproken Kolenzak bevindt. Mij Alpha (_=<) van den Centanrus verdeelt de Melkweg zich opnieuw in twee groote vertak- kingen en loopt dan door den Wolf, het Altaar en den Schorpioen naar den Slar.gendrager, waar hij weder den aeqnator doorsnijdt. In dien loop rondom den gansenen hemel is de lichtkraclit van den
Melkweg op vele plaatsen zeer verschillend. Aan den noorderhemel is, zooals wij reeds opmerkten, de streek in den Arend en de Zwaan het helderste. Aan den zuiderhemel is de streek tusschen het Schip |
|||||
|
394
|
|||||
|
en liet Altaar de opvallendste door liare helderheid. Wat vooral ech-
ter onder den zuidcrhemel eene bijzondere schoonheid aan den Melk- weg schenkt, is de nabnurschap van dien gordel, heerlijk schitterende sterren, die uitgaande van Sirius uit den Grooten Hond de heerlijke sterren van het Schip, van het Zuiderkruis en van den Centaurus omvat, zoodat de komst van dat gedeelte des hemels boven den hori- zon zich aankondigt door eene algemeene verlichting in den (lamp- kring, eene verlichting zoo helder, dat reizigers die vergelijken bij het maanlicht. Wanneer wij gewapend met een telescoop den Melkweg gadeslaan,
bemerken wij dat de lichtschemering van dien gordel ontstaat door ontelbare sterren. welke daar in wondcrvolle menigte zijn opeen- gehoopt: in vergelijking met de overige streken des hemels zijn zij daar in den Melkweg niet nader bijeen, maar zij liggen voor oius oog in onmetelijke rijen in de ondoorgrondelijke diepte des hemels achter elkander en daardoor schijnen zij voor ons dichter opcengehoopt. De onregelmatige sterrenhoopen vooral zijn in den Melkweg zeer tal- rijk, zoo niet de meer bolvormige opeenhoopingen, welke men alleen in de meer heldere streken van dien gordel aantreft. Men vindt ook enkele streken , waarin de krachtigste kijkers geene enkele ster ont- dekt hebben, zoodat men met reden gelooft, dat men daar de uiterste grenzen van die sterrenlaag bereikt heeft, en verder in de diepte des hemels blikt, want op andere punten heeft men dien nevelgordel ge- heel ontbonden, zoodat de sterren zich op een donkeren grond ver- tooncn zonder ecnige lichtschemering: op andere plaatsen echter ziet men achter de sterren, waarin men den Melkweg ontbond, nog eene nevelachtige lichtschemering, hetgeen een bewijs is, dat men daar zijne grenzen niet heeft bereikt en hij onpeilbaar is. In het volgende boek zullen wij nagaan, welke naar alle waarschijn-
lijkheid de ware vorm van den Melkweg is, en welke gevolgen men daaruit heeft getrokken om een juist begrip te verkrijgen over den algemeenen bouw van het zichtbare heelal. |
|||||
|
395
|
|||||
|
III.
Physische en Chemische natuur deb NevelvjjEkken. ij 1. Hypothese over do nevelstof. — Kleur en veranderlijkheid der nevelvlekken. —
Oorzaken dier kleur. — Veranderlijke nevelvlekken. — Verdwijning eener nevelvlek. Kene der belangrijkste en tevens moeielijkste vragen is die naar
de ware natuur der nevelvlekken. Zijn al de vlekken, waarmede liet ruim des hemels is bezaaid, slechts sterrenhoopen, die door hunne groepeering alleen in vorm verschillen, of\' moet men aanne- mcn, dat er onder die hcmehvolken eenigen zijn samengesteld uit cenc dunne lichtende nevelstof, geheel onderscheiden van de ware hemellichamen, de zonnen? Lang vóór llcrschel gisten Ilallcy, I-acaille en anderen reeds, dat
de nevelvlekken, waarin men met de sterkste telescopen geene sterren kon ontdekken toch sterrenverzamelingen waren, wier afstand echter te groot was om door hunne kijkers bereikt te worden. Ook llcrschel was eerst van dat gevoelen, hoewel hij later reeds de hypothese uit- sprak, dat er in sommige nevelvlekken eene ware nevelstof bestond. Vooral scheen de groote nevelvlek van 1\'Aela in Orion dat gevoelen te begunstigen, en toen men vele bolvormige nevelvlekken in sterren ontbond, meende men dat alle vlekken, welke uit sterren bestonden, zich in zulk een vorm moesten vertoonen, t. w. rond met cene schijnbare verdikking in het midden, en daaraan is het toe te schrijven, dat men meende dat alle vlekken, welke den ronden vorm niet bezaten, maar zich in eene zeer onregelmatige figuur vertoonden, uit ware nevelstof bestonden. Toen echter de nieuwere ontdekkingen met krachtiger werktuigen
bewezen, dat ook vele onregelmatige nevelvlekken slechts bestonden uit op elkander gedrongen sterren, en toen men ontdekte, dat naar- mate men krachtiger kijkers gebruikte men ook meerdere, vroeger voor onoplosbaar gehouden, vlekken in sterren kon ontbinden, zoo- dat men ontelbare sterren waarnam, waar men nevelstof meende te zien, toen geraakte de meening over zulk eene nevelstofeenigszinsop den achtergrond, en velen geloofden dat alle nevelvlekken uit ster- renhoopen bestonden. De telescopen hoe krachtig ook waren niet in staat de vraag te
|
|||||
|
396
|
|||||
|
beantwoorden, of de niet opgeloste nevelvlekken werkelijk uit oor-
spronkelijke nevelstof bestonden, waaruit zich in den loop der tijden zonnestelsels zouden ontwikkelen, dan wel of zij bestonden uit volko- men afgesloten wereldstelsels. Wal echter de reuzenkijkers niet vermochten, deed de schijnbaar
zoo nietige spectroscoop, want toen men het licht der uevelvlek- ken begon te onderzoeken, werd duidelijk bewezen, dat sommige vlekken aan den hemel niet te houden zijn voor sterrenhoopen maar voor werkelijk lichtende nevelen, gloeiende gasmassa\'s. Voor wij de uitkomsten van die waarnemingen vermelden, wil-
len wij eerst de aandacht vestigen op een paar waargenomen feiten, namelijk op het verschil in kleur en op de veranderlijkheid van som- mige nevelvlekken. Vroeger zagen wij, dat de .sterren een groot verschil in kleur had-
den , en daardoor is het gemakkelijk te verklaren, waarom de nevel- vlekken, welke uit opeenhoopingen van sterren bestaan, ook in kleur verschillen naarmate de sterren zijn, waaruit zij bestaan. Zoo is de sterrenhoop uit het Zuiderkruis wit, want zij bestaat zooals wij hierboven reeds opmerkten uit vele witte sterren, k\'emcnjjjd met cu- kele roode, groene en blauwe. J. tierschel maakt melding van eene planetarische uevelvlek met een glans als eene ster der zevende grootte, de elliptische schijf dier vlek heeft een sterk sprekenden en helderen rand en onderscheidt zich door eene donker blauwe kleur. Nog teekent dezelfde sterrenkundige een drietal nevelvlekken aan, wier kleur hemelsblauw is; omdat deze laatsten echter planeetachtige vlekken zijn, moet men, in de vooronderstelling dat zij nit ware nevelstof bestaan, aannemen dat de kleur van hun licht zulk eene eigenaardige tint bezit, wat overigens geene mocielijkheid oplevert. De uevelvlek van Orion heeft ook in al hare deelen eene blauw groen- achtige tint, wat te meer opmerking verdient, omdat volgens de waarnemingen van Secchi de meeste sterreu van dat sterrenbeeld zulk eene kleur bezitten; later zullen wij zien, dat die nevclvlek gedeelte- lijk bestaat uit gloeiende gassen. Behalve de overeenkomst met de sterren in kleur en in onderlinge
verhouding en samenstelling, schijnt men in den laatsten tijd nog eene overeenkomst ontdekt te hebben, namelijk hunne veranderlijk- beid in glans. Twee nevelvlekken in den Stier hebben in dit opzicht zonderlinge
|
|||||
|
397
|
|||||
|
verschijningen geleverd. De eerste, dicht bij eene veranderlijke ster der
ÏO grootte, deelde in de veranderingen van de ster en is eindelijk geheel verdwenen, üe tweede, gelegen bij de Zeta uit den Stier, is evenzoo na gedurende drie maanden in glans te zijn toegenomen, verdwenen. W. Herschel had reeds zulke feiten waargenomen. In 1774 nam hij een paar sterren waar, welke door een ronden nevel omgeven waren, en in 1811 was er van zulke nevelen geen spoor meer te vinden. Arago vermeldt een ander geval van verandering. Toen Herschel
aan de Kaap het sterrenbeeld Argo beschouwde, nam hij in een ne- velig hulsel vijf kleine sterren waar, welke men in 1S25 met de beste werktuigen niet meer kon terug vinden. Vroeger hebben wij reeds gezien, dat het moeielijk valt, de ver-
schillende waarnemingen en teekeningen van de nevelvlek in Orion met elkander in overeenstemming te brengen, zonder dat men ge- noodzaakt wordt aan te nemen, dat er in den glans van sommige streken dier nevelvlek veranderingen hebben plaats gehad. Wanneer er sprake is van de veranderlijkheid, ja van het vcr-
d wijnen eener ster, zijn er, zooals wij vroeger zagen, hypothesen te stellen, welke genoegzame verklaring geven; dit is echter niet het geval om de veranderlijkheid eener nevelvlek te verklaren. wanneer men aanneemt dat zij bestaat uit eene opeenhooping van sterren. Xu men echter de zekerheid verkregen heeft, dat er ware nevelstof in het hemelruim gevonden wordt, schijnt die veranderlijkheid minder vreemd, en het verschil in glans en de uitdooving van hun licht, is bij nevelstof gemakkelijker te begrijpen, dan bij eene vereeniging van ontelbare sterren. § i. Spectraal analyse der nevelvlekken. Spectrum niet drie heldere strepen. -
Bewijs voor de gasnevelen. Spectrum van nevelvlekken uit den Draak, uit de Lier, Damb-bell; nevelvlek van Orion. — Doorloopend spectrum van sterrenhoopen. Bij de ontleding van het sterrenlicht, zagen wij dat de natuur
dier hemellichamen physisch en chemisch onderscheiden is. Alle vaste sterreu zijn zonnen, namelijk hemellichamen, die evenals onze /on met eigen licht bedeeld zijn; maar de stof, waaruit zij bestaan en wier gloeing ze op zulk een verbazenden afstand zichtbaar maakt, is bij allen niet dezelfde, noch in denzelfden physischen toestand. Wat nu in de sterren plaats vindt, kan men vooronderstellen dat ook hij de |
|||||
|
3!»K
|
|||||
|
nevelvlekken zal plaats grijpen. De ontleding van het spectrum heeft
ons op verschillende punten opheldering gegeven. Vooraf brengen wij nogmaals in herinnering, dat wij uit de soort,
van het spectrum niet alleen de stoffen leeren kennen, welke ons hun licht toe zenden, maar ook den toestand, waarin zich die stoffen be- vinden. Bestaat het spectrum uit eene rij kleuren, zonder dat deze door eenigc strepen onderbroken is, dan is zulks een bewijs dat de lichtbron ecne vaste of vloeibare gloeiende stof is. Vertoonen er zich echter in het spectrum heldere strepen, zoo weten wij dat de licbt- hron uit gloeiend gas bestaat; zien wij eindelijk dat het spectrum door donkere strepen is afgebroken, dan leert dit ons niets naders over de stof der lichtbron, maar dan weten wij dat de opgevangene lichtstraal door een dampkring is heen gegaan, welke lager tempe- ratuur bezit, en welke door eene absorbeerende kracht, juist die heldere strepen van het spectrum nitwischt. welke hij zelf zou veroorzaakt hebben, wanneer hij alleen zich in gloeienden toestand bevond, daar- om noemt men dit laatste omgekeerd spectrum. In het jaar 18(i4 onderzocht Huggins met zijn spectroscoop, een
kleinen maar helderen nevel in het sterrenbeeld den Draak, en hevond dat het spectrum niet het aanzien had van een onafgebroken geklcur- den band. zooals bij eene ster, maar er vertoonden zich drie heldere strepen, en daardoor werd dus het bewijs geleverd, dat die vlek niet bestond uit eene opeenhooping van sterren, maar een werkelijk gloeiende gasnevel is. Om nu de chemische natuur van dien gasnevel op te sporen, verge-
leck hij die strepen met bet zonncspectrum en met de heldere strepen uit aardsche stoffen verkregen, en verkreeg nu de volgende uitkomst. De helderste streep van het spectrum der nevelvlck, valt samen met de sterkste streep, welke zich in het spectrum van gloeiende stikstof vertoont. De zwakste streep komt overeen met de groene streep van waterstofgas, en de derde streep komt het dichtst bij die, welke men verkrijgt bij de gloeiing van Bariumgas. Huggins en later Krankland , Lockijer en vooral Secchi hebben zich
bezig gehouden met de vraag, waarom de andere strepen, welke het eigenaardig kenmerk zijn der opgenoemde gassen, zich niet in het spectrum vertoonen, en de ondervinding leerde hen, dat wanneer men eene Geisslersche huis, waarin men door eene clectrieke vonk, stik- stofgas of waterstofgas in staat van gloeiing had gebracht, eenigszins |
|||||
|
3!><>
|
|||||
|
ver van de spleet van den spectroscoop plaatste, dat dan niet nit-
zondering der strepen, welke het spectrum der nevelvlek vertoont, alle andere strepen onzichtbaar werden. Frankland en Lockijcr hebben overigens ondervonden, dat het spec-
trnin der bovengenoemde gassen bij lage temperatuur en geringen druk, dezelfde weinige eigenaardige strepen vertoont als in het spce- trum der uevclvlek; daaruit zou dus volgen, dat de temperatuur der nevelvlekken veel geringer is dan die onzer Zon, en dat hare massa eenc buitengewoon geringe dichtheid bezit. Nadere proeven en waarnemingen zijn echter noodig om liet bewijs
te leveren, dat de meening van Huggins de ware is, namelijk dat het verdwijnen der andere strepen uit liet spectrum veroorzaakt wordt, door eene absorbeerende kracht van de wereldruimte, met andere woorden, dat de afstand alleen de oorzaak is van het onzichtbaar zijn dier andere strepen. Behalve die drie heldere strepen, vertoont zich in het spectrum
nog een zeer zwakke, onafgebroken, gekleurde band, bijna zonder breedte, alsof hij voortkwam uit een lichtend punt, in het midden der nevelvlek gelegen. Hoewel men vroeger de door Huggins onder- zochte nevelvlek, onder de plancetachtige vlekken rangschikte, bezit zij echter eene kleine, maar zeer heldere kern; daaruit maakte Hug- gins het besluit, dat de stof van deze kern zich niet in den toestand van gas bevond, als waarmede zij omringd was, maar dat /.ij uit vaste deelen of gloeiende vloeibare stoften bestond. Huggins heeft meer dan 60 verschillende nevelvlekken onderzocht
en bij een derde gedeelte vond hij een spectrum, overeenkomend met dat uit de nevelvlek van den Draak. De geringe lichtkracht echter van die kosmische ncvelniassa\'s en de omstandigheid, dat alleen bij helderen hemel zonder maneschijn zulke waarnemingen mogelijk zijn, maken de spectroscopische onderzoekingen zeer moeielijk en hare uit- konisten onzeker, alleen door herhaalde metingen en waarnemingen op verschillende plaatsen door verschillende p;;rsonen gedaan, kan men eenigszins tot zekerheid geraken. In den Waterman bevindt zich ook een kleine gasnevel. wiens spectrum
eveneens drie heldere strepen bezit. In den grooten kijker van Rossi vertoont zich dit voorwerp als een bol, omgeven door een ring, wei- ken wij op den kant zien, zooals Satumus ons vertoont in eene van zijne schijngestalten. De strepen wijzen op stikstof en watersfofgas. |
|||||
|
400
|
|||||
|
Van een spiraalvormigen nevel, No. 4%4 uit de lijst van Herschel,
verkreeg Huggins 4 strepen, welke ook stikstof en waterstofgas aan- duiden. De ringvormige nevelvlek uit de Lier, de merkwaardige vlek uit den Vos en Dumb-bell gaven in hun spectrum slechts eene enkele streep, overeenkomende met de helderste streep van het spectrum uit den Draak, waardoor de aanwezigheid van stikstof wordt aangeduid. De groote Orion-nevel is meermalen het voorwerp geweest van
spectroscopische onderzoekingen, en duidelijk vertoonden zich de drie heldere strepen, waardoor het bewijs geleverd werd, dat deze ook een gloeiende gasnevel is, waarin stikstof en waterstofgas aanwezig zijn. Men moet echter niet vergeten dat Lord Kossi met zijn reuzenkijker in den ringnevel van de Lier, in Dumb-bell en in de Orionvlek kleine roode sterren heeft waargenomen, welke echter te zwak waren om een spectrum te geven. Het laatste woord over de ware natuur van die massa\'s is dus nog
niet gezegd, hoewel de verschillende waarnemingen het als zeker doen schijnen, dat sommige nevelen in het heinelruim uit gloeiende gassen bestaan. Alle nevelvlekken, welke door den telescoop in sterren ontbonden
zijn, geven een doorloopcnd spectrum zonder heldere strepen. Zoo bijv. geeft de groote nevelvlek uit Andromeda een doorloopend spec- trum zonder heldere strepen, hetgeen overeenkomt niet de waarneming van Hond, die de nevelvlek gedeeltelijk in sterren ontbonden heeft. Evenzoo geeft de sterrenhoop uit Hercules een doorloopend spectrum, hoewel dit van den gewonen regel afwijkt, doordat er zich zwarte absorbtiestrepen in bevinden. Wij eindigen met de woorden van den geleerden Secchi, waarop
wij echter later terug zullen komen: \'\'De theorie over de vorming van ons zonnestelsel, namelijk de opeenvolgende condensatie eener nevel- vlek wordt bevestigd en in zekeren zin bewezen door de ontdekking der gasachtige nevelen, en alles dringt er ons toe aan te nemen, dat zulke gasnevelen eens in sterren zullen veranderen, en dat al de zonnen , die aan ons firmament stralen, zulk een oorsprong gehad hebben." |
|||||
|
401
|
|||||
|
IV.
Bouw van het Zichtbare Heelal.
§ I. Ware vorm van den Melkweg. — Plaatsing van ons Zonnestelsel in die ster-
renlaag. — Algemeen begrip over de afmetingen van den Melkweg. De Melkweg vertoont zich, zooals wij weten, als een groote zeer
onregelmatige cirkel, waardoor het hemelgewelf in twee ongelijke deelen verdeeld wordt; de schijnbaar kleinste helft bevat de sterren- beelden rondom het voorjaarsevennaclitspunt gelegen. Uit dien schijnbaren cirkelvorm, welke van alle kanten onze Aarde
omgeeft, volgt dat deze in het midden van dien grooten cirkel is geplaatst, want anders kon de Melkweg te onzen opzichte zulk een vorm niet hebben. Wij hebbeu reeds gezien, dat de lichtscheme- ring van den Melkweg veroorzaakt wordt door eene opeenhooping van sterrenrijen. W. Herschel, die met zijn grooten telescoop niet in staat was de gansche lichtschemering in sterren op te lossen, heeft het aantal vaste sterren, waaruit de Melkweg bestaat, op 18 millioen geschat. De groote en moeielijke vraag rijst ons voor den geest: Welke is
de ware vorm van den Melkweg, waarom vertooneu de sterren zich zoo opééngedrongen juist in de richting van den Melkweg en uiet in de andere deelen van het hemelruimV Er is maar ééue hypothese denkbaar, die ons rekenschap geeft waarom de sterren in deze rich- ting veel talrijker zijn dan in andere. De sterrenkundigen nemen namelijk aan, dat al de sterren vanden
Melkweg tot één stelsel behooren, dat men het melkwegstelsel noemt, en de vorm waarin al de tot dat stelsel behoorende zonnen zijn ge- plaatst, is niet de bolvorm maar de lins vorm; met andere woorden, het melkwegstelsel heeft den vorm van een dik brandglas. Was de ware vorm een bol gelijk, dan zouden er zich overal evenveel ster- ren vertooneu en de gansche hemel zou niet eene lichtschemering be- dekt zijn; maar als de ware vorm die eener Uns is, dan zullen wij iu het midden geplaatst en op den scherpen kant van die reusach- tige lins ziende, veel meer sterren zien dan wanneer wij op haren vlakken, breeden kaut zien. Wanneer wij nu het oog slaan op den Melkweg, zien wij op de scherpe zijde van de lins; daar ver- |
|||||
|
402
|
|||||
|
toonen zich dus ook de meeste sterrenlagen, maar zien wij in eene
richting verre van den Melkweg verwijderd, dan ontmoet ons oog weinige sterrenlagen en dus zeer weinig sterren. Wij kunnen ons dit het beste voorstellen , als wij aan den horizon
eene dunne mist zien; wanneer wij die mist konden waarnemen waar zij hangt, zouden wij er gemakkelijk doorheen zien, maar nu wij haar uit de verte aan den horizon zien, vertoont zij zich als eene sterk geteekende bank; zoo ook zijnde sterren in het gansche melkwegstelsel gelijkelijk verspreid, maar het zich opeenhoopen in eene bepaalde richting is het gevolg van den stand, welke wij met betrekking tot die sterrenlagen innemen. De beide polen van den Melkweg moeten dus, in de vooronderstel-
ling van een linsvorm, het armst aan sterren zijn, omdat juist in die richting zich de minste sterrenlagen bevinden, welnu de waarneming geeft er ons het bewijs voor. De noordpool van den Melkweg bevindt zich in het sterrenbeeld het Hoofdhaar van Herenice, en het sterren- beeld de Walvisch bevat de Zuidpool, en juist zijn die beide sterren- beelden het armst aan sterren, terwijl men vandaar uit meer met zijn blik den Melkweg naderend, voortdurend meer sterren waarneemt. Ongeveer iu het midden van die reusachtige opeenhooping van zon-
nen, niet verre van de plaats, waar die gordel zich in twee takken splist, bevindt zich in die wolk van werelden ons kleine zonnestelsel; want hoewel de afmetingen en afstanden daarvan, ons reeds in vcr- wondering brengen, toch is het geheel, vergeleken met den gan- schen Melkweg, gelijk aan eene enkele zandkorrel verloren onder de menigte. Dit wordt ons nog duidelijker, wanneer wij nagaan wat de geleer-
den ons hebben bekend gemaakt over de afmetingen, welke dat Melk- wegstelsel bezit. Vroeger hebben wij reeds vermeld, dat men de meerdere of min-
dere lichtkracht der sterren gebruikt om haren afstaud te bepalen (zie bladz. 302), die photometrische onderzoekingen van W. Herschel met betrekking tot den Melkweg hebben de verwonderlijkste uitkom- sten opgeleverd. De sterren der zes eerste grootheden zijn, zooals wij weten, voor het ongewapend oog zichtbaar, en de sterrenkundigen nemen aan, dat de sterren der zesde grootte twaalf maal verder van ons zijn verwijderd dan de sterren der eerste grootte. Nadat Herschel door talrijke onderzoekingen de diepte had bepaald, waarin hij met |
|||||
|
403
|
|||||
|
behulp van zijn veertig voet langen kijker kon doordringen, kwam hij
tot de slotsom dat de laatste sterren, welke hij kon waarnemen, 2300 maal verder gelegen waren dan die der eerste grootte, en nog had hij de grenzen van den Melkweg niet bereikt, want op vele plaatsen bleef er nog eene lichtschemering over, welke hij niet in staat was in sterren te ontbinden. Wanneer wij ons nu herinneren op welk een verbazenden afstand
de vaste sterren der eerste grootte zich van ons bevinden, zoodat getallen zelfs onbekwaam zijn er ons een denkbeeld van te geven; wanneer wij weten dat de lichtstraal van de door Bessel gemeteue ster meer dan zes en een half jaar noodig heeft om onze Aarde te bereiken, wie duizelt dan niet bij de gedachte, dat een lichtstraal uit de nog waarneembare sterren van den Melkweg 15000 jaar gebruikt om de reis naar onze Aarde af te leggen. Wanneer wij dus het oog plaatsen aan een der groote sterrenkundige kijkers, dan wordt ons oog getroffen door een lichtstraal welke voor 15000 jaar die gloeiende zonnemassa, welke wij vaste ster noemen, heeft verla- ten. De dikte van dat linsvormige melkwegstelsel, hoewel niet zoo aanzienlijk als zijne lengte, schatte Herschel toch op 80 maal de afstand der vaste sterren, en dat hij in die richting de grenzen van het melkwegstelsel bereikt , had, werd daardoor bewezen, dat hij daarin met zijnen veertig voet langen kijker niet meer sterren ontdekte dan met zijnen vroegeren twintig voet langen telescoop. Uit dit kort begrip van het melkwegstelsel volgt dus wat wij in
het begin van dit werk (bladz. 3) reeds stelden, dat onze Zon en al de sterren, welke wij met het bloote oog waarnemen, sterren zijn tot den Melkweg behoorende en in zijne ruimte gedompeld. $ 1. Waarschijnlijke afstand der nevelvlekken in de machtigste telescopen zicht-
baar. — Andere Melkwegstelsel» — Algemeen begrip over den bouw van het Heelal. Buiten het melkwegstelsel, waartoe wij belmoren, ontdekt men in
de verre wereldruimte nevelvlekken, zoover van ons verwijderd, dat de machtigste telescopen ze niet in sterren vermogen te ontbinden, hoewel hunne lichtschemering toch veroorzaakt wordt door eene voor ons oog dichte opeenhooping van vaste sterren, zooals de nieuwere volmaakte werktuigen tot zekerheid hebben gebracht. Zulke sterren- hoopen, waarvan wij slechts eene matte lichtschemering waarnemen, |
|||||
|
404
|
|||||
|
zijn dus wel de meest van ons verwijderde voorwerpen, welke men
in het verre hemelruim ontdekt. Hersehel nu heeft aangetoond, dat de lichtschemering van een sterrenhoop met zijn telescoop nog waar te nemen is, wanneer deze nog 35000 maal verder verwijderd is dan de vaste sterren der eerste grootte, en omdat zulke vlekken niet in sterren opgelost kunnen worden, moet hun afstand nog grooter wezen. Wanneer wij nu aannemen, dat het licht der vaste sterren middelbaar 10 jaar noodig heeft om tot onze Aarde voort te schieten, dan zou de straal uit zulk een sterrenhoop meer dan 350.000 jaar gebruiken om ons oog te treffen. In de voorstelling van zulke afstanden schiet onze verbeelding te
kort, hoewel wij ons slechts bewegen in dat gedeelte van \'t heelal dat voor ons waarneembaar is. Wie echter kan zeggen waar de eind- palen zijn geplaatst van Gods groote schepping! De sterrenhoopen, welke wij buiten ons melkwegstelsel in het verre
wereldruim ontdekken, en wier vorm dikwijls duidelijk linsvormig is, zijn dus andere melkwegstelsels van het onze onderscheiden, hoewel zij met de verschillende melkwegstelsels van het heelal te zamen wellicht weer een nieuw stelsel van hoogere orde vormen. Wanneer wij vandaar uit eens den blik konden slaan op het melkwegstelsel, waartoe ons zonnestelsel behoort, dan zou die reusachtige sterrenver- zameling, wier afmetingen ons begrip te boven gaan, ineenkrimpen tot den schijnbaar geringen omvang, waarinde zoogenaamde planeetachtige nevelvlekken zich aan ons oog vertoonen. Over den eigenlijken bouw van het gansche heelal heeft men vroe-
ger verschillende soms zeer zonderlinge mceningen geopperd. De nieuwere wetenschap komt er echter ridderlijk vooruit, dat wij over het plan en den bouw van het heelal niets niet zekerheid weten; zulks is aan de gissingen der verbeelding overgelaten, en de wetenschap is in haar recht die hypothesen te verwerpen, welke niet steunen op feiten en waarnemingen of op deugdelijke gevolgtrekkingen uit zulke feiten afgeleid. \'t Is echter niet onbelangrijk te weten, welke gissingen groote ge-
leerden daarover gemaakt hebben. De scherpzinnige Lambert ontwikkelde in zijne cosmologische brie-
ven een wereldstelsel, dat grootendeels overeenkomt met hetgeen Kant reeds voorstelde, en waarin Herschel hem naderhand volgde. Volgens hem vormt iedere zon met hare planeten en kometen een |
|||||
|
405
|
|||||
|
stelsel van de eerste en laagste orde. De sterrenlioopen, tot een van
welke ook onze Zon behoort, vormen te zanien een stelsel van de tweede orde. Die verschillende sterrenlioopen maken met elkander een stelsel der derde orde uit, het Melkwegstelsel. Al de Melkwegstelsels, welke in het uitgebreid heelal bestaan, vormen een stelsel der vierde orde, en zoo kan de analogie ons brengen tot stelsels der vijfde en zesde orde, en de band, die alles onderling te Kamen bindt en overal de oorzaak is der beweging, is de algemeene zwaartekracht. Verder gaat echter de stoutste vlucht der verbeelding niet; want
al stapelen wij, zegt Secchi. getallen op getallen, vergelijking op vergelijking, het begrip van die onmeetbare ruimte is voor ons oumo- gclijk en de hemelafgrond blijft peilloos. Wat moeten wij denken over die onmeetbare ruimte en over de wereldbollen, waarmede zij met zulk een wondervollen rijkdom vervuld is? Wat te denken over die sterreu, die waarschijnlijk evenals onze Zon brandpunten zijn van licht, van warmte, van beweging, en die ook bestemd zijn, om evenals onze Zon het leven te onderhouden van eene menigte schepselen van aller- lei soort; ons ten minste schijnt het ongerijmd toe om die uitgestrekte streken en wereldbollen als onbewoonde woestenijen te beschouwen en het leven enkel tot onze Aarde te bepalen. Hij, die de bron van \'t leven is, heeft zijn goddelijk beeld in de gansche schepping uitge- drukt. Hoewel de bewoonbaarheid van het heelal steeds voor ons een raadsel blijft, en geen sterveling in staat is den sluier van dat geheim op te lichten, mogen wij toch de gissing uiten. dat al die wereld- bollen bevolkt zijn door verstandelijke wezens, in staat hunnen Schep- per te kennen, te eeren en te beminnen, en wellicht zijn die schepse- len veel getrouwer dan wij in de vervulling van de plichten jegens Hem, die hen uit het niet te voorschijn riep; wij willen ten minste de hoop koesteren, dat er onder hen zulke ongelukkigen niet gevon- den worden , die in een dwazen en bekrompen hoogmoed het bestaan en de persoonlijkheid loochenen van Hem , aan wien zij hun eigen bestaan en de gave om de wonderen van zijnen arbeid te kennen , verschuldigd zijn. |
|||||
|
DERDE DEEL
|
|||||
|
WETTEN DER STERRENKUNDE.
Het heerlijke tooneel, ons in de beschouwing van het zichtbare
Heelal aangeboden, hebben wij thans beschreven; vooral het zonne- stelsel, waartoe wij bebooren, is door ons in zijne bijzonderheden na- gegaan , en daardoor hebben wij begrepen welke rol eene enkele van die ontelbare zonnen kan vervullen, welke wij in de vaste sterren aan den hemel zien schitteren; de analogie immers brengt er ons toe om rondom die zonnen evenzoo duistere bollen, ondergeschikte lichamen te vooronderstellen als waarmede onze Zon omgeven is; daardoor wordt ons dan in groote mate de heerlijkheid van de Sterrenwereld, de verschillende groepeeringen en reusachtige verbindingen van hare mil- liocncn zonnen geopenbaard; tevens wierpen wij daardoor een blik in die schrikwekkende ruimte van Gods groote schepping tot zoover de krachtigste werktuigen zijn doorgedrongen. De beschrijvende beschouwing van de Sterrenwereld is hiermede
geëindigd, en wat de nieuwste ontdekkingen der sterrenkunde ons geleerd hebben is, zoo wij hopen, teruggegeven op eene wijze, waar- door het belang kon inboezemen, en waardoor men cenig begrip kon verkrijgen van de grootheid en schoonheid van Gods werken. Volgens ons opgezet plan hebben wij echter achterwege moeten •
27
|
|||||
|
408
laten of\' slechts met een enkel woord kunnen aanstippen datgene, wat
de Sterrenkunde als wetenschap tot de volkonienste van alle natuur- wetenschappen maakt, de wetten namelijk waardoor de beweging dier hemellichamen wordt geregeld; die thans zoo eenvoudige formu- len, welke zooveel arbeid, tijd en studie hebben gekost aan hen, die ze ontdekten; voorwaar kostbare overwinningen door den inenschelijken geest behaald, waardoor men doorgedrongen is tot in het hart der hemelverschijnselen om oorzaken en gevolgen te bespieden en te ver- klaren. Met behulp dier sterrenkundige wetten heeft men met juistheid de
beweging der hemellichamen, hunne afmetingen, linn afstand, ja zelfs hunne zwaarte berekend en verklaard, en daardoor aan de andere wetenschappen en aan de zeevaart hoogst belangrijke aanwijzingen gedaan. 15ij de beschrijving der verschillende verschijnselen hebben wij enkel
de uitkomsten door de wetenschap verkregen teruggegeven, maar de wijze, waarop men tot zulke stoute uitkomsten geraakte, hebben wij niet verklaard, omdat daartoe eenc meetkunstige kennis wordt vcr- eischt, waarmede het meerendcel der lezers niet begaafd is, en de taal der Meetkunde, zoo eenvoudig voor de ingewijden en zoo raadselach- tig voor de oningewijden, zou een hinderpaal wezen voor de lezing van de Sterrenwereld. Daarmede is echter niet gezegd, dat men zonder mathematische
kennis, volstrekt geen begrip kan verkrijgen van de wetten der Sterrenkunde, en dat het heiligdom dier wetenschap voor de onin- gewijden steeds gesloten blijft; want zonder zijne toevlucht te nemen tot cene streng meetkundige berekening is eenc duidelijke en gemeen- zanie uiteenzetting en verklaring voldoende om die wetten te begrij- pen, en een begrip te verkrijgen over de wijze, waarop de sterrenkun- dige te werk gaat om tot uitkomsten te geraken, waarvan de niet ingewijde de mogelijkheid nauwelijks inziet. Om dus den twijfel weg te nemen, welke door oningewijden soms
geopperd wordt over groote getallen en over onverklaarbare uitkom- sten, volgt op het beschrijvend gedeelte van dit werk cene korte, en zoo wij hopen, bevattelijke verklaring van de voornaamste wetten en berekeningen. De groote oorzaak van de beweging der hemellichamen, de zwaar-
tekracht met de daardoor veroorzaakte verschijnselen, zooals de |
||||
|
409
|
||||||
|
verschillende storingen, de eb en vloed, enz. maken het onderwerp
van het eerste bock uit, daarbij zullen wij tevens het stelsel van Laplace, waarin bij de oorsprong en vorming van ons planeten- stelsel poogt uit te leggen, bespreken. Daarna zullen wij verslag geven van de wijze, waardoor bet den sterrenkundige mogelijk is, zons- en maansverduisteringen te berekenen, en boe men er toe ge- raakt is om den afstand der licmcllicbamcn te bepalen, en de moge- lijkbeid van zulke metingen voor oningewijden aantoonen. Eindelijk volgt eenc korte verklaring van de voornaamste sterrenkundige werk- tuigen, welke men gebruikt om tot zulke uitkomsten te geraken. |
||||||
|
27*
|
||||||
|
EERSTE BOEK.
|
|||||
|
i.
Aegemeene Zwaartekracht.
§ 1. Algemecne eigenschappen der lichamen. Volume. Massa. Dichtheid. Aan-
trekking. Zwaarte. Val der lichamen en der planeten. Centraalbeweging. Toepassing der zwaartekraclitswet op de Waan.
Toen wij vroeger ons zonnestelsel beschouwden, bleek duidelijk de
invloed, welke die groote centraalbol, de Zon, op zijne onderge- sebikte lichamen uitoefent; de eigenlijke oorzaak echter, waardoor de planeten zich niet zooveel orde en regelmaat rondom dat middelpunt bewegen, hebben wij toen niet verklaard, en de vraag, welke onwille- kcurif? in ons moest opkomen, door welke kracht de planeten binnen hunne banen worden gehouden, is toen door ons onbeantwoord gelaten. Thans zullen wij die kracht, wier kennis wij aan den grooten
Newton verschuldigd zijn, verklaren, terwijl wij tot beter begrip eerst eenige algemeene eigenschappen van de lichamen willen nagaan, voor zooverre zulks voor ons doel noodzakelijk is. Ieder lichaam is vatbaar om op tweeërlei wijze genieten te worden.
De ecne wijze bepaalt zijne grootte of uitgebreidheid ook volume genaamd, zonder dat de stoi\'in aanmerking komt, waaruit dat lichaam bestaat. De andere wijze heeft betrekking op de stof, zonder dat men acht
slaat op den vorm of de ruimte, welke het inneemt. |
|||||
|
411
|
|||||
|
De hoeveelheid stoffelijke bestanddeelen van een lichaam hij elkan-
der genomen noemt men de massa van dat lichaam, en hieruit volgt hoc grooter massa, hoe zwaarder het lichaam, omdat het meer stoffelijke bestanddeelen bevat, en daarom kunnen twee lichamen gelijk zijn in grootte, maar ongelijk in massa; zoo bijv. is de massa van een looden kogel veel grooter dan de massa van een even grooten hou- ten kogel. Wanneer men nu de massa van een lichaam vergelijkt niet die
van een ander lichaam, dat een gelijk volume heeft, dan drukt het verschil de dichtheid van dat lichaam uit of met andere woorden het specifiek gewicht er van \'. Ter bepaling van de dichtheid der lichamen, heeft men die van
zuiver water als eenheid genomen; de dichtheid of het specifiek ge- wicht van een lichaam is dan het getal, dat aantoont hoc veelmalen een lichaam zwaarder of lichter is dan een gelijk volume water. Om het specifiek gewicht van een lichaam te vinden moet het geheele gewicht van dat lichaam door het gewicht van een gelijk volume water gedeeld worden; daardoor nu vindt men dat een kubiek duim water slechts 1 gram weegt, ecu kubiek duim ijzer 7,8, een ku- hiek duim goud l!>,2f>8; deze getallen wijzen dus de dichtheid of het specifiek gewicht aan. Alle lichamen hebben eene neiging om elkander te naderen, met
andere woorden, ieder lichaam oefent eene zekere aantrekkings- kracht op andere lichamen uit, en wel des te sterker naarmate de massa grooter is. Zulks leert ons de ondervinding. Ken in de lucht ge- worpen steen valt neder, omdat hij door de aarde wordt aangetrokken, evenzoo zouden de regcndroppels loodrecht ter aarde vallen, wanneer zij niet door den wind uit die richting gebracht werden. Wanneer de rcgendroppels langs den muur van een huis vallen, komen zij ook niet zuiver loodrecht neder, omdat de massa van het huis hen aan- trekt. Kveuzoo ondervonden Maskelijue en llutton, dat een steile berg, naast welken zij slingerproeven namen, zijne aantrekking op den slin- ger deed gevoelen. Tevens leert ons de ondervinding, dat de aantrek- 1 Wanneer 1) en d de dichtheid, V en v het volumen, M en m de massa van twee
lichamen beteekenen, dan is de eenvoudige formule aldus: D:d = MXv:mXV
|
|||||
|
412
|
|||||
|
hing van een lichaam op oen ander straalsgewijze uit liet middelpunt
werkt, zoodat men zeggen kan, dat het ecne lichaam het andere aantrekt naar zijn middelpunt, en daarom noemt men die aantrekking ook eeutripctaal kracht. Die aantrekking, welke overal in de natuur werkzaam is, open-
baart zich door drie verschillende werkingen: 1" door eene kracht waardoor gelijksoortige lichamen te zamen worden gevoegd, 2° door cenc kracht, waardoor ongelijksoortige lichamen verbonden worden, 3" door eene kracht, waardoor de eigenlijk gezegde zwaartekracht en de planeetachtige aantrekkingen worden veroorzaakt. Die verschillende verschijnselen nemen hun oorsprong uit ééne en
dezelfde kracht waarmede God de stof bedeeld heeft, de beweging namelijk, üe eigenlijke natuur van die kracht, de wijze, waarop zij tot stand komt, is echter voor den mensch verborgen, wij bcoordeelcn en kennen baar alleen uit hare gevolgen. Wij hebben hier slechts te doen met de laatste uiting dier kracht
met de GKAVITAT1E of ZWAA11TEKKACHT, die zich op twee verschillende wijzen openbaart: 1" door den val der lichamen naar de aarde, 2" door de baanbeweging der hemellichamen rondom hun betrekkelijk middelpunt. liet genie van een Xewton was noodig om in te zien en aan te
toonen, dat beide soorten van verschijnselen, hoe verschillend ook, toch uit éêue en dezelfde oorzaak voortkwamen. Lang te voren hadden echter kundige mannen den weg daartoe
reeds voorbereid. De griekschc wijsgeer Anaxagoras, 500 jaren vóór onze jaartelling, noemde, niettegenstaande hij een verkeerd begrip had over den bouw van ons planetenstclsel, de zwaartekracht der Aarde verbonden met de middelpuntvliedende kracht de oorzaak van de cirkelbeweging. Copernicus verklaarde de ronde gestalte der Aarde uit de streving
van de verschillende deelen naar verceniging. Keplcr, die al zijne voorgangers voorbijstreeft, kwam door de ont-
dekking van de drie wetten, waarnaar zich de planeten regelen, (zie bladz. 72 en volgenden) een grootcn stap nader tot de ontdek- king van de wet der zwaartekracht. Onze vaderlaiidsche geleerde Huigens, een tijdgenoot van Newton,
was wel het dichtst bij de grootc ontdekking, zoodat men zich ver- wonderen moet, dat de groote man de toepassing niet maakte van de |
|||||
|
413
|
|||||||
|
voorstellen, welke hij over de centraalbeweging voordroeg en bewees.
De eerste beginselen der rekenkunst toch zijn voldoende om door de verbinding van eene stelling van Huigcns met de derde Keplersche wet de wet der zwaartekracht te vinden, waardoor Newton zich een onsterfelijkcn roem heeft verworven \'. Aan Newton toch was de ontdekking van de wet der zwaartekracht
voorbehouden. In het jaar 1G0G was hij, om de heerschende pest, Cambridgc ontvlucht, en bevond hij zich op zijn buitenverblijf te Wools- thorpe, een dorp in het Engelsche graafschap Lincoln. Een van den boom vallende appel zegt men, trof hem en bracht hein de vraag voor den geest, waarom valt de appel en evenzoo ieder losgelaten voorwerp in eeue loodrechte richting naar beneden ? er moet dus in de Aarde een zeker iets, eene kracht bestaan, waardoor die vallende voorwerpen worden aangetrokken. Zou die kracht ook werkzaam wezen op een afstand zoo groot als de Maan van ons is, en hoc sterk zou die kracht op zulk een afstand nog werken V Nu zag Newton aanstonds in, dat, even als bij het licht, die zwaartekracht afneemt volgens het kwadraat van den afstand, en die stelling nam hij niet enkel aan uit analogie, maar hij zocht die op nieetkunstige wijze te begrijpen, en de hierboven aangegeven stellingen van Huigcns en Keplcr kwamen hem te hulp. |
|||||||
|
1 Huigens had bewezen , dat bh\' de in eirkels omloopende lichamen de vierkanten
van de omloopgtjjden in gelijke verhouding staan als de halve niiddelljjn van die eirkels, gedeeld door de drukking, welke die lichamen loodrecht op den omtrek van hunne haan uitoefenen. Wanneer men deze stelling verbindt met de derde wet van Kepler, dan vindt men, dat de zwaartekracht afneemt naarmate het kwadraat van den afstand toeneemt, of met andere woorden in omgekeerde reden van den afstand. Wanneer T en t de omloopstijden van twee lichamen uitdrukken, A en a hun middel- baren afstand, terwijl de kracht of drukking aangeduid wordt door D en d, dan heeft men de stelling van Huigcns in teekens uitgedrukt: A a
T\' : tS = D : 3 de derde Keplersche wet nu is T» : f - A3 : a> deze beide stellingen verbonden verkrijgt men D \' d ~ A • "
A.a3 a.A\' a* A3 e" hi\'\'ruit -D- = T = D = d waaruit komt D : d = A* : a1\'
|
|||||||
|
414
|
|||||
|
Om de wet der zwaartekracht in hare eenvoudigheid te hegrijpen,
moeten wij ons voorstellen, dat het straalpunt dier kracht in het mid- dclpnnt der Aarde zetelt; naarmate nu een voorwerp verder van dat middelpunt verwijderd is, neemt ook de zwaartekracht af en wel volgens het kwadraat van den afstand. Een voorwerp is op de op- pervlakte der Aarde, gemiddeld 859 geogr. mijlen van haar middel- punt verwijderd; wanneer die afstand nu dubhel was, zou de zwaartekracht niet tweemaal maar viermaal minder zijn, en zoo wij dien afstand verdrie-, verviervoudigen, enz., dan is die kracht negenmaal, zestienmaal, enz. minder. De Maan is GO maal de halve dikte onzer Aarde van ons verwijderd, dat is 60 aardstralen. Op zulk een afstand zou dus de zwaartekracht GO x 60 = 3600 maal minder wezen. Hoe nu zal men vragen is het mogelijk de kracht van die zwaarte
te meten ? en het antwoord is: door den afstand te meten, welken een lichaam doorloopt in de eerste seconde van zijn val. De waarneming leert ons, dat een lichaam op de oppervlakte der
Aarde in ééne seconde ongeveer 15 parijsche voeten valt, (nauwkeu- riger 15,1 p. v.) dat is 4,905 meters. Men noemt dit getal naar den ontdekker het Gallilcïsche getal, en in de leerboeken der mechanica zoowel als der sterrenkunde drukt men het uit door de letter g. Was dat voorwerp het dubbel van de straal der Aarde, dat is 1719 mijlen van haar middelpunt verwijderd, dan zou de zwaartekracht der Aarde volgens het kwadraat, dat is viermaal minder wezen, en de afstand, welke dat voorwerp doorloopcn zou, was ook viermaal min- der en dus 3,775 par. voet of 1,226 meters. Was dat voorwerp op den afstand van de Maan, dat is GO maal de straal der Aarde, dan zou de zwaartekracht 3600 maal minder wezen, en in de eerste seconde zou het slechts een afstand vallen van 0,00419 par. voeten of 0,001361 meter. De zwaartekracht is eene bestendig werkende kracht, die onophou-
delijk haren invloed op het vallende lichaam uitoefent, en daarom cene gelijkmatig versnellende beweging voortbrengt. De eindsnelhcdcn der vallende lichamen zijn evenredig aan den val tijd, dat wil zeggen, dat op het eind van de 2dc, 3de, 4\'1\' seconde de eindsnelheid 2 maal, 3 maal, 4 maal grooter is dan op het einde der eerste seconde. Wat de weg betreft, welken het vallend lichaam aflegt in de l8tc, 2dc, 3\'lc, 4de seconde, deze wordt uitgedrukt door de onevene getallen 1, 3, 5, 7, |
|||||
|
415
|
|||||
|
of niet andere woorden: de doorgcloopenc wegen nemen toe of zijn
evenredig aan de vierkanten der verloopenc tijden. liet vallende lichaam begint met ecne snelheid, die gelijk is aan 0
en heeft op het einde der eerste seconde eenc snelheid bereikt van 30 par. voet. Omdat de valsnelheid gelijkmatig toeneemt, zou het lichaam in dcnzclfden tijd, denzelfden weg hebben afgelegd, wanneer het eene middelbare snelheid van 15 voet had bezeten, en daarom is de weg, welke het vallende lichaam in de eerste seconde aflegt = 15 par. voet. De eiudsnelhcid bedraagt dus na verloop van de eerste seconde 30 voet. Met deze snelheid voorzien, begint het nu de tweede seconde van zijnen val, maar evenals in de eerste seconde neemt door de steeds voortwerkende aantrekkingskracht der Aarde die snel- hcid toe, zoodat het lichaam op het einde der 2\'K\' seconde eene snel- heid bezit van 2 x 30 = GO voet. De weg, welken dat vallende lichaam aflegt, is even groot als het zou afgelegd hebben, wanneer het eene middelbare snelheid tusschen 30 en GO voet had bezeten, dat is eene snelheid van 45 voet. Daarom legt het vallende lichaam in de tweede valsecoude een weg van 45 voeten af, dus in de eerste en tweede seconde een weg van 15 - - 45 = (50 voet, dus in de tweede seconde 2 maal de afstand van de eerste, en aldus vermeerdert de snelheid evenredig met de valtijden, en de doorgcloopcn afstand evenredig niet het kwadraat der tijden. Uit het hierboven verklaarde volgt dus, dat de .Maan, welke van
het middelpunt der Aarde 00,2778 aardstralcn is verwijderd, naar de Aarde wordt getrokken met eene kracht, die GO,27782 minder is, dan waarmede die kracht werkt op de oppervlakte der Aarde; wanneer dus de Maau naar de Aarde zou vallen, zou zij in de eerste seconde slechts 0,00130 meter vallen. Zij zou 4,83 dag noodig hebben om met steeds toenemende snelheid op de Aarde te vallen. Om den duur van den val cener planeet op de Zon of van een
wachter op de planeet of van eenig voorwerp van eene aanzienlijke hoogte op de Aarde te berekenen, moet men zijne toevlucht nemen tot zeer samengestelde mathematische formulen. Flatnmarion heeft echter daarvoor een zeer eenvoudigen regel gege-
ven, namelijk: "de duur van den val eener planeet op de Zon of van een wachter op zijne planeet ,• is gelijk aan den duur van den omloop, gedeeld door deu vicrkantswortel van 32, welke is 5,G5685G." Wij verkrijgen dan voor de planeten: |
|||||
|
41G
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
maar een onmiddellijk gevolg van de derde Kcplerschc wet verbonden
met de wetten der mechanica. Daardoor zien wij dan ook, dat de duur van den val der verscliil-
lende planeten onderling tot elkander staat als de vierkantswortels der kubcn van den middelbaren afstand, zoodat liet niet noodig is ze allen rechtstreeks te berekenen; indien wij bijv. Saturnus nemen, dan is zijn afstand tot de Zon, met dien van onze Aarde als eenheid, gelijk aan 9,53885; de kube van dien afstand is 807,931, en hieruit den vier- kantswortel getrokken geeft 29,40, welnu dit vermenigvuldigd met den val van onze Aarde op de Zon geeft evenzoo 1902. De planeten echter vallen niet in de Zon noch de Maan op onze
Aarde, omdat zij cene kracht bezitten, tangentiaal- of centrifu- gaal-kracht gehectcn, en door de samenwerking van die beide krachten, worden de planeten zoowel als de Maan binnen hare baan gehouden. Eene korte verklaring van die kracht zal ons des te beter de zwaartekracht doen begrijpen. Centraal-beweging noemt men die beweging, welke bepaald
wordt door cene naar een onveranderlijk middelpunt gerichte kracht, daarom wordt deze ook een tripet aal-kracht genoemd; maar be- zit nu het punt aan die kracht onderworpen tevens eene eigene beweging, welke niet samenvalt niet de richting dier eerste kracht, dan moet het punt eene kromlijnige baan beschrijven. Wanneer onze Aarde bijv. zich in a bevond, en alleen onderworpen was aan de zwaartekracht der Zon, welke wij in m vooronderstellen, dan zon zij gecne andere richting kunnen volgen dan langs de lijn a m en in de Zon storten, gelijk een losgelaten steen loodrecht op de Aarde valt. De groote Schepper van het heelal heeft echter aan |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
417
|
|||||||||
|
de Aarde cenc eigene beweging gegeven, cene streving namelijk om
zich langs de lijn a b te verwijderen, evenals een aan een touw |
|||||||||
|
m
Vijl. 27. Verklaring tier Ccntraalbcweging.
|
|||||||||
|
rondgeslingerden steen eene neiging beeft om zich van liet middelpunt
zijner beweging te verwijderen, en daarom noemt men die eigene beweging, middelpuntvliedende- of ook wel tan gent i aal- kracht, omdat zij de neiging beeft zich langs de tangens of raak- lijn a b te verwijderen. Wanneer het punt a, zie Fig. 27, eene eigene beweging beeft, zal
het zich in eene bepaalde tijdruimte tot b bewegen, maar als dat punt aan cene tweede kracht onderworpen is, waardoor het in dezelfde tijdruimte tot e zou vallen, moet dat punt onder den invloed dier beide krachten zich bewegen naar d, volgens de wet, welke men noemt het parallelogram der krachten. De radius vector of voorstraat heeft dus uit m, den driehoek a d in beschreven. In d gekomen zou het punt a, aan zijne eigene beweging overgelaten, naar 1 voortsnellen, maar de kracht, welke het naar f dringt, noodzaakt het de richting d g te volgen, zoodat wij daaruit begrijpen, dat de baan van zulk een punt krom moet zijn. Letten wij nog eens op de beweging van dat punt. In d gekomen
zou het zonder den invloed van de kracht, welke uit m werkt, in bet- zelfde tijdsverloop den weg naar 1 utleggen, zoodat d 1 = a d, en daarom is driehoek d 1 m — driehoek a d in. Door den invloed van de kracht in m, komt echter het punt in g, daar echter de meetkunde |
|||||||||
|
418
|
||||||||
|
ons leert, dat twee driehoeken niet gelijke basis en gelijke Loogten
ook gelijken inhoud hebben, volgt hieruit, dat driehoek dl m = driehoek d g m en dus driehoek d g m = driehoek a d m is, en zoo kan men de gelijkheid der overige driehoeken bewijzen. Die drie- hoeken nu zijn de vlaktc-uitgebrcidhcden, welke de voerstraal be- schrijft in eene bepaalde tijdruimte, en daardoor heeft men de algemecne wet bij de centraal-bc weging: in gelijke tijden beschrijft de voerstraal gelijke vlakte-uitgebreidheden. Deze grondwet van de ccntraal-bewe- ging voert den naam van tweede Kcplersche wet (zie bladz. 74). Volgens deze wet kan men gemakkelijk de soort en de wijze bc-
palen tier beweging van eeu door centraal-krachten voortgedreven lichaam. Beweegt zich dat lichaam in een cirkel, zoo moet de bcwe- ging noodzakelijk gelijkvormig wezen, want, omdat bij gelijke tijden ook gelijke vlakte-uitgebreidheden behooren, moeten om de cirkel- beweging in gelijke tijden ook gelijke deelen der baan of gelijke bo- geu beschreven worden. Anders is het echter bij de beweging der planeten, die, zooals wij weten, in ecne elliptische baan loopen. |
||||||||
|
l-\'ip. 28. Wellen der Ellips.
|
||||||||
|
Zij C F D Cr ecne ellips, in wier cénc brandpunt B ecne aan-
trekkende kracht werkt, terwijl het lichaam V de elliptische baan beschrijft. AVannecr dat lichaam nu in cene bepaalde tijdruimte den boog p p\' beschrijft, dan beschrijft de radius vector de vlakte-uitge- breidheid B p p\'. Wanneer dat lichaam in p" is gekomen, moet |
||||||||
|
410
|
|||||
|
volgens de bovengenoemde wet de radius vector in dezelfde tijdruimte cene
gelijke vlaktc-uitgebreidhcid beschrijven als de voerstraal IJ p. Omdat echter de voerstraal 15 p\' grooter is dan de voerstraal H p, zoo is het duidelijk, dat de boog p" p" kleiner moet wezen dan de boog p p\', en omdat 15. p p\' = 15 p" p"\' volgt hieruit noodzakelijk, dat het lichaam zich langzamer beweegt, want de boog, welke het door- loopt, is kleiner hoewel de tijd gelijk is. Die kleinste snelheid moet dus daar plaats vinden waar het lichaam de grootste afstand van het middelpunt heeft, namelijk in C. De snelheid eener planeet is das in het perihelium in 1) het grootst en in het aplielium in C het kleinst: de vermeerderde snelheid daar, waar de aantrekking der Zon het sterkst is, belet dus dat de planeet buiten hare baan wordt gedreven. Uit dit alles begrijpen wij nu dat de baan. welke de planeten om
de Zon en de wachters om hunne hoofdplaneet beschrijven, het resul- taat is van twee krachten, van de eigene beweging, welke zij bezitten en van de zwaartekracht. Toen Newton de wet der zwaartekracht ontdekt had, paste hij die
het eerste toe op de beweging der Maan rondom de Aarde, en omdat het bewijs van die stelling de levensvraag is der sterrenkundige weten- schap, willen wij hier de berekening en daardoor het bewijs leveren voor de zwaartekracht. Hierboven zagen wij, dat de afstand, welke een lichaam doorloopt
in de eerste seconde van zijn val, het middel is om de zwaartekracht te berekenen. Wanneer nu de zwaartekracht de oorzaak is, welke de .Maan in hare baan houdt rondom de Aarde, dan moet de Newtonsche gravilatiewet ook op haar van toepassing zijn. Wanneer een lichaam op Aarde in de eerste seconde 4,9 meter valt, dan moet die kracht op de Maan GOXGO = .\0 minder sterk werken, en in de eerste seconde zou dus de Maan slechts 0,00136 meters vallen, dat is in eene minuut volgens de gelijkmatig toenemende snelheid 4,0 meters; de val van de Maan naar onze Aarde is dus in ééne minuut even groot als de val van een lichaam op de oppervlakte der Aarde in ééne seconde. Wanneer wij (Fig. 27) ons de Aarde in m verbeelden en de Maan in a, dan is de lijn a b de afstand, welken de Maan in cene minuut atlegt, en de lijn a c of b d toont ons den val, welken de Maan onder den invloed der zwaartekracht van onze Aarde maakt. Als nu de zwaartekracht ook de Maan behcerscht, dan moet de val b d, welke zij in ééne minuut maakt, gelijk zijn aan 4,0 meter. |
|||||
|
420
|
|||||
|
De gansene baan der Maan bedraagt 2,40000(1000 nieters, welke
zij doorloopt in 27\'., dag, dat is dus iedere niinunt een boog van 61320 nieters. Om hieruit nu den val te berekenen is hetnoodig, dat men liet kwadraat van den doorgeloopen boog deelt door de middellijn van de ^aan \'), en dan verkrijgt men 613202 = 3760142400 nieters, dit nu gedeeld door de middellijn van de maanbaan, namelijk door 767424000 geeft de gezochte 4,9 nieter. Newton was bij zijne eerste berekening zoo gelukkig niet, want omdat de straal der Aarde nog niet niet juistheid bekend was, nam hij dezen te klein en verkreeg daardoor voor den val van de Maan in plaats van lö par. voeten, slechts 13Vj voet, zoodat hij meende, dat de zwaartekracht de Maan niet binnen hare loopbaan kon houden. \'Poen hij echter in 1682 door de nauwkeurige graadmeting van Picard, de lengte der aardstraal beter kende, werd zijne gevondene wet glanzend bewaarheid. Die uitkomst vervulde Newton niet blijdschap, en daarvan nu uit-
gaande spoorde hij die wet hij andere hemellichamen na, en bevond dat alle hemellichamen van ons zonnestelsel aan die wet gehoor- zanien. Zoo houdt de zwaartekracht der \'Zon alle planeten in hare banen, want ook zij oefent die kracht uit volgens het kwadraat van den afstand. Diezelfde wet is ook van toepassing op de verschillende wachters der planeten, en de nieuwere sterrenkunde heeft die wet ook in werking gevonden hij de vaste sterren in die stelsels, waar twee of meer zonnen niet elkander zijn verbonden, zoodat die kracht door God in het wijduitgestrekt heelal aan de stof geschonken, den waren naam van algemcene zwaartekracht draagt. § 2. Toepassingen der zwaartekracht om liet gewicht van een hemellichaam te
vinden. Specifiek gewicht van onze Aarde, afgeleid uit de aantrekkingskracht.— Totaal gewicht van onze Aarde. — Grootte der hemellichamen, der Maan en der Zon. — Specifiek gewicht en zwaarte der /on. — Massa der planeten en der vaste Sterren. De verklaring van de wet der zwaartekracht voert ons van zelve
tot verschillende toepassingen dier wet, en wel tot ecne waarheid, die !) Deze berekening is volgens de bekende formule.
middcll. : Hoog = Hoog : x
waaruit volgt lloogc
middel). |
|||||
|
421
|
|||||
|
voor oningewijden wonderspreukig klinkt. Niet alleen bepalen de ster-
renkundigen den afstand en de grootte van de hemellichamen, die door geen sterveling bereikt kunnen worden, maar zij wagen het zelfs uit te spreken hoc zwaar Zon, Maan en planeten zijn; hoevele aardbollen men bijv. in eene schaal zou moeten plaatsen om in evenwicht met de Zon te komen. Vooraf dient men echter goed te begrijpen, wat men er onder ver-
staat, wanneer men van het gewicht van een hemellichaam spreekt; want dat er van geene nauwkeurige opgave sprake kan zijn, zal iedereen gemakkelijk begrijpen; men neemt eene massa, zooals bijv. onze Aarde tot eenheid, en daarmede vergelijkt mende lichamen wier zwaarte men bepalen wil, zoodat de zaak eigenlijk deze is, cene be- paling hoeveelmaal de massa der Zon, Maan of planeten grooter of kleiner is dan de massa onzer Aarde. Dat nu zulk eene berekening mogelijk is en op goede gronden steunt, zullen wij trachten duidelijk te maken, zelfs voor hen\', die in de meetkunde niet zijn ingewijd. In de eerste plaats zullen wij de vraag beantwoorden : Is het gewicht van onze aarde te berekenen, zooals wij dat op
bladz. 122 stelden, op li> quadrilloenen ponden, mogelijk? Om te weten hoe zwaar een lichaam of wat hetzelfde is, hoe groot
deszelfs massa is, dan weegt men het en vindt dan met nauwkeurig- hcid het aantal ponden, enz.; deze wijze kan echter bij de Aarde niet gebruikt worden. Maar daar men den inhoud der Aarde kan bereke- ncn, namelijk 2öó(J millioen kub. mijlen in ronde getallen, zoo kou men door een klein gedeelte, bijv. een kubiek centimeter, te wegen door vermenigvuldiging tot de totale zwaarte geraken. Ook deze wijze is echter ondoenlijk, omdat de Aarde uit bcstanddeelen bestaat van zeer onderscheidene zwaarte. \' Tevens weet men van het inwendige der Aarde niets met zekerheid, alleen dat de inwendige deelen dich- ter en dus zwaarder zijn, wat men gemakkelijk kan begrijpen door de geweldige drukking der bovenste aardlagen. Men moet dus een ander middel bezigen om de middelbare specifieke zwaarte der Aurde te vinden, en de zwaartekracht, met andere woorden de aantrek - 1 Wanneer men zuiver water tot eenheid neemt, dan weegt kalk, gips en feld-
gpaath, de hoofdhcstanddcelen van de uiterste aardkorst, 2,7 tot :J,l zwaarder dan water, graniet 2,5 tot !!,(), zand en kiezel 2,0, klei 2,fi:{, glimmersehiel\'er 2,9, zondat de middelbare dichtheid van deze beatanddeelen is 2,7; koper weegt echter H,S7, zilver 10,7, goud 19,89 maal zwaarder dan water. |
|||||
|
422
|
|||||
|
kingskracht van de Aarde geeft daartoe liet middel aan de hand.
Maskelync en Huttou gebruikten daartoe den slinger (bladz. 118);
nadat zij van een stcilen berg liet specifiek gewicht benevens den inhoud zoo nauwkeurig: mogelijk gemeten hadden , lieten zij in de nabij- heid van dien berg den slinger bewegen, en daar ieder lichaam in verhouding tot zijne massa een ander lichaam aantrekt, moest die berg noodzakelijk invloed op den slinger uitoefenen, zoodat het slin- geringsvlak niet meer loodrecht bleef. Uit het onderscheid nu van de zijdewaartsche beweging door den berg veroorzaakt, met de loodrechte beweging door de aantrekking der Aarde voroorzaakt, berekenden zij het specifiek gewicht der Aarde, en bepaalden het op 4,7 maal de dichtheid van water. Omdat men echter de innerlijke deelen van den berg niet nauwkeurig kende, kon men ook niet met zekerheid zijne massa berekenen, en daarom bleef de gansche berekening slechts eene onnauwkeurige gissing. Cavendish nam echter met den slinger andere proeven, en kwam
tot eene uitkomst, welke men tegenwoordig voor de ware houdt. Hij hing twee groote looden kogels, wier massa\'s hij nauwkeurig kende, horizontaal naast elkander en tusschenbeiden in hing hij aan een zil- verdraad een metalen staafje, aan beide einden voorzien met een licht metalen kogeltje. Door de verplaatsing der beide zware kogels, ge- raakten door de aantrekkingskracht de lichte kogeltjes in eene slinge- rendc beweging. Die slingeringen nu vergeleek hij met de slingerin- gen, welke de Aarde aan elk opgehangen lichaam onder zekere om- standigheden geven kan, en kwam tot het besluit, dat het specifiek gewicht der Aarde gelijk is aan 5,48 maal de zwaarte van water, zoodat het door Cavendish uitgevonden werktuig de schaal is, waarop men de Aarde weegt. Reich heeft naderhand die proeven, waarbij veel voorzorg en groote oplettendheid noodig is, op eene zeer nauw keurige wijze herhaald, en kwam tot het besluit, dat de Aarde 5,44 maal zwaarder was dan water, zoodat het verschil met de opgave van Cavendish zeer gering is. Wanneer men nu de middelbare dichtheid der Aarde op 5,44 stelt en het gewicht van één kubiek voet water op 70 pond, dan verkrijgt men de volgende eenvoudige vcrmenigvuldi- ging 5,44 X 70 X 22842,55:t X 2650200100 = 13 quadrilloenen ponden. \' 1 Do googr. ïiii) 1 is jrrljjk aan 22812,55 par. voeten: de Inbond van een kogel is
gelijk aan liet produet van de oppervlakte niet \'/« gedeelte der niiildeliyn, daardoor verkrijgen wjj dan voor onze Aarde 2G5Ü2GU100 kub. mijlen. |
|||||
|
423
|
|||||
|
Om de ware grootte van de hemellichamen buiten ons te vinden graat
men niet te werk, zooals bij de berekening van de grootte on zer Aarde , waarbij men van den omtrek uitgaat; maar men berekent eerst de mid- dellijn, en daaruit leidt men gemakkelijk de verschillende grootheden af. Om de ware grootte van eene middellijn te kennen, heeft men twee
verschillende zaken te meten, namelijk de schijnbare middellijn, wat zeer nauwkeurig en gemakkelijk met een micrometer (zie bladz. 301, noot) geschiedt, en vervolgens moet men den afstand kennen. Uit deze beide gegevens berekent men op eene eenvoudige wijze de ware grootte van de middellijn. Hiertoe gebruikt men twee verschillende wijzen:
Men verbeelde zich den afstand van het hemellichaam als de halve
middellijn van een cirkel, waarvan onze Aarde het middelpunt inneemt, dan is het gemakkelijk den omtrek van dien denkbeeldigen cirkel te kennen, en daaruit de ware lengte te bepalen van het gedeelte, dat de schijnbare middel lijn van het hemellichaam op dien cirkel inneemt. Zoo bijv is de afstand van de Maan middelbaar 51805 mijlen van het middelpunt onzer Aarde verwijderd, dus de gansche omtrek van den denkbeeldigen cirkel, waarop wij ons de Maan verbeelden, is 325490 mijlen lang, zoodat iedere graad van dien cirkel geljjk is aan 3Vu\'o90 = 904, en iedere minuut ongeveer 15 mijlen. Wan- neer nu de Maan door hare schijnbare middellijn een boog van 32 minuten beslaat, dan is de ware middellijn 32 X 15 mijl =z 480 geogr. mijlen. Deze lengte is echter niet de ware, omdat de factoren der berekening niet nauwkeurig zijn genomen, \'t Is echter hier vol- doende, als de wijze van berekenen maar begrepen wordt. De tweede wijze om de grootte van een hemellichaam te berekenen
is eenvoudiger en gegrond op meetkunstige verhoudingen. De for- mnlc daarvoor is: de ware halve middellijn van een hemellichaam is gelijk aan zijn afstand van het middelpunt der Aarde vermenigvul- digd met den sinus van de schijnbare halve middellijn. Om zulk een sinus te vinden, sla men eene logarithmisch-trigonometrisehe tafel na. Bijv. de schijnbare halve middellijn der Zon is ongeveer l(i minuten en de afstand der Zon, volgens de door ons gevolgde parallaxe van 8",57, is 20,G82(X)0 geogr. mijlen. De sinus nu van de schijnbare halve middellijn is gelijk aan 0,0046, daaruit volgt dat de ware halve middellijn is 9(>400 en de geheelc middellijn 11)2800 mijlen. Hoe men hieruit den omtrek, inhoud, enz. berekent, is vroeger getoond. 28
|
|||||
|
424
|
|||||
|
Hierboven hebben wij verklaard op welke wijze men het specifiek
gewicht van onze Aarde heeft gevonden, en hoe men daaruit de zwaarte of de massa der geheele Aarde heeft berekend; op dezelfde wijze nu kan echter de dichtheid en de massa der andere hemellicha- men niet bepaald worden, maar toch kan zulks gevonden worden, en het is ook gevonden, doch op eenc juist tegenovergestelde wijze: men berekent eerst de massa en daaruit het specifiek gewicht. Die berekening vindt haren grond in dezelfde wet der «aantrekking, waar- door men tot de kennis kwam van het specifiek gewicht onzer Aarde, cu evenals men bij de Aarde de massa berekende uit het specifiek gewicht, vermenigvuldigd met den inhoud, zoo berekent men nu juist omgekeerd bij de andere hemellichamen het specifiek gewicht, wanneer men de gevondene massa deelt door den inhoud. De vraag is dus nu, hoe kan men de ware massa of het gewicht
van een hemellichaam berekenen? Dit geschiedt door de toepassing van de Newtonsche gravitatie-wet.
Wanneer het mogelijk was onze Aarde en de Zon bijv. achter-
eenvolgens in de nabijheid van ecu bepaald lichaam te plaatsen, en als wij dan de kracht waarnamen, waarmede de Aarde en de Zon op dat bepaalde lichaam werkten, dan was het vraagstuk opgelost, want dan zou de Zon zooveelmaal zwaarder dan de Aarde wezen als zij dat lichaam sterker zou aantrekken dan deze laatste, en de kracht van die aantrekking beoordeelen wij naar den afstand, welke een vallend lichaam in de eerste seconde doorloopt. Welnu, wat ons onmogelijk toeschijnt hebben de sterrenkundigen
mogelijk gemaakt, zie hier de wijze, waarop men te werk gaat. De ondervinding heeft ons geleerd, dat een lichaam op de opper-
vlakte van onze Aarde vallende een afstand aflegt van 4,9 meter in de eerste seconde, en omdat volgens de theorie van Newton de aan- trekkingskracht van een bol straalsgewijze uit het middelpunt werkt, kan men zeggen, dat een vallend lichaam op de oppervlakte der Aarde één aardstraal van het middelpunt der aantrekking verwij- derd is. De massa der Aarde dus doet een lichaam op een afstand van
0,400000 meters (aardstraal) in de eerste seconde 4,9 meter vallen. Onze Aarde wordt, gelijk wij weten, door de Zon aangetrokken, en
daar wij nauwkeurig de lengte der baan kennen, welke zij in een jaar rondom de Zon aflegt, valt het niet moeielijk haren val |
|||||
|
425
|
|||||
|
naar de Zon in de eerste seconde te berekenen; die val nu, welke
de Aarde in ééne seconde naar de Zon doet, bedraagt 0,0032 meters. Nu moet echter gevonden worden boe groot de val der Aarde in
de eerste seconde zon zijn, wanneer zij slechts op den afstand van 6,4000(10 nieters van de Zon stond: met andere woorden, hoe groot de val der Aarde wezen zou, wanneer zij eens 23300 maal dich- ter bij bet middelpunt dor Zon stond, dat is op den afstand van één aardstraal. Dit nu kan volgens de Newtonsche gravitatie wet gemakke- lijk berekend worden; de Zon zou alsdan 233001 maal sterker werken, dat is de afstand, welke bet vallend lichaam doorliep, zou542890000 maal grooter zijn; in plaats dus van 0,01)34 meters zou bet lichaam doorloopen 0,0032 x 542890000 = 1737248 meters. Wij hebben thans, wat wij in den beginne eene onmogelijkheid
noemden, namelijk een lichaam achtereenvolgens in de nabijheid van de Zon en de Aarde te plaatsen. Op den afstand van één aardstraal doet de Aarde in de eerste se-
conde een lichaam 4,1» meter vallen, op den afstand van één aard- straal doet de Zon iu de eerste seconde een lichaam 1737248 meter vallen. Hieruit volgt dus noodzakelijk, dat de massa der Zon zoo- veelmaal grooter is dan de massa der Aarde als 1737248 grooter is dan 4,0. Hieruit besluit men dat de zonnemassa in ronde getallen 354000 maal grooter is dan de massa der Aarde, zoodat men 354000 aard- bollen noodig zou hebben om met de Zon in evenwicht te zijn. Om- dat het specifiek gewicht van een lichaam gelijk is aan zijne massa gedeeld door den inbond, en daar wij weten dat de Zon 1400000 maal grooter is dan de Aarde, is bet specifiek gewicht der Zon gelijk aan fóViVi dus gelijk aan 0,25 of \'\', van de dichtheid onzer Aarde. De zwaarte der Zon zou dus gelijk zijn aan 354000 X 13 quadriliioeuen = aan 5 \'i n i i
4.000000.000000.000000.000000.(100000 ponden.
Op dezelfde wijze kan men nu de massa berekenen van die pla-
ncten, welke wachters hebben, want dan verkrijgt men dezelfde betrekkingen als van onze Aarde tot de Maan en tot de Zon. Men kan immers berekenen hoe groot de val is, welke bijv. de vierde maan van Jupiter naar die planeet maakt, dus op een afstand van 265.403 geogr. mijlen; nu berekent men, omdat men den val van Jupiter naar de Zon weet, boe groot die val zou zijn wanneer Jupiter 28*
|
|||||
|
42(i
|
|||||
|
ook eens 265,40,*5 mijlen van de Zon stond, uit dien verschillenden
val verkrijgt men op de hierboven aangegeven wijze de massa der Zon, en uit de vergelijking met onze Aarde de massa van Jupiter, want dan neemt men de massa der Aarde tot eenheid Moeielijker valt echter de berekening vau de massa dier hemel-
lichamen, welke geene wachters hebben, zoo als Venus, Mars, onze Maan, enz. Hunne massa kan alleen bepaald worden uit den graad van aantrekking, welke zij uitoefenen, wanneer andere planeten, kometen of wachters in hunne nabijheid komen, hetgeen echter veel moeielijker is, zoodat de opgaven der massa en van het specifiek ge- wicht niet zoo naauwkeurig is als bij die planeten, welke wachters bezitten. Omdat echter alle lichamen aantrekkingskracht bezitten, en die niet enkel op kleinere maar ook op grootere lichamen uitoefenen, moet een wachter ook invloed hebben op zijne hoofdplaneet, en die invloed kan berekend worden. De invloed van onze Maan bijv. kennen wij niet alleen door eb en vloed, maar ook door de verplaatsing van de as onzer Aarde (nutatie), waarover wij in het volgende hoofdstuk zullen spreken. Uit zulke inwerkingen wordt de aantrekkingskracht van de Maan berekend, daaruit hare massa en in verband met hare grootheid leert men dan haar specifiek gewicht kennen. Dit weinige is voor ons doel genoegzaam: wij wilden alleen aan-
toouen, welke middelen men gebruikt, en hoeveel scherpzinnigheid, tijd en moeite er noodig is om bijv. de tabel op blz. 84 zanien te stellen. Tot dusverre toonden wij de wet der zwaartekracht, geldig in
ons zonnestelsel, en hoe verbazend ver de grenzen zich uitstrekken van het gebied, waarbinnen de Zon door hare aantrekking heerscht toont ons de laatste der bekende planeten, die zich op een af- stand van de Zou bevindt meer dan 2(1 maal verder dan onze Aarde, en toch door deze in hare baan wordt gehouden. Een kanonskogel die 500 meters in de eerste seconde aflegt, zou, wanneer hij die sncl- heid kon bewaren, toch 200 jaar behoeven om Neptunus te bereiken. Het moet waarlijk vermetel schijnen, dat de mensch ook bespiedt
wat er buiten dat gebied plaats grijpt, en dat hij een rijk binnentreedt, dat meer dan 4 billioenen mijlen van onze Zon gelegen is, want ook daar heeft de nieuwere sterrenkunde de toepassing gevonden der New- |
|||||
|
427
|
|||||||
|
tonsche gravitatie-wet. Blz. 347 gaven wij cene tafel van de baanelc-
menten van sommige dubbelsterren, en daaruit bleek, dat van deze zonnen de eene zich om de andere beweegt, en wel langs eene cllip- tischc baan, evenals de planeten van ons zonnestelsel. Zulk cene beweging is ccbter een noodwendig gevolg der gravitatie-wet, zoodat die wet ook buiten ons zonnestelsel in Gods groote schepping geldig is. Mocht men er toe geraken om de halve middellonen dier banen in eene ons bekende maat uit te drukken, dan zou men, evenals wij bij de planeten gedaan hebben, den val kunnen berekenen, welke de omloopende Zon naar zijn middelpunt maakt, en vervolgens door middel van de gravitatie-wet den val kunnen bepalen, welke die om- loopende Zon zou maken op een afstand als die van onze Aarde tot de Zon, en daaruit zou men dan de massa kunnen leeren vandiecen- traalzon met betrekking tot de onze. |
|||||||
|
II.
VOORUITGANG DER EVENNACHTEN. — NUTATIE — STORINGEN
DER PLANETENBANEN. § 1. Verschil van een tropisch- en een sterrenjaar. Verklaring van den vooruitgang
der evennachtcn of teruggang der evennaehtspunten. Platonisch jaar. Toenemende lengte der sterren. Veranderde poolrichting. Nutatie. Oorzaken der pra;cessie en notatie. Verandering in de helling der aardas op de ecliptica. Onze Aarde wentelt om hare as in 8filG4 seconden, dat is in 23
uren, 56 minuten en 4 seconden, middelbaren tijd, en die wenteling maakt dag en nacht; de omloop echter van onze Aarde op hare baan om de Zon maakt het jaar; maar zooals wij vroeger (blad/.. 12ó) reeds melding maakten van een tweevoudigen dag: de sterrendag, die on- veranderd zijnen duur behoudt, en de zonnedag wiens duur in den loop van bet jaar verschillend is, en die middelbaar langer is dan een sterrendag; zoo ook onderscheiden de sterrenkundigen een tweevoudig jaar, een tropisch jaar en een sterrenjaar, die ook met elkander in duur verschillen. Een TROPISCH jaar bevat den tijd, welke er ver- |
|||||||
|
428
|
|||||
|
loopt van het oogenblik, waarop het middelpunt der Zon het denkbeeldig
verlengde vlak van den aardschen evenaar doorgaat, en dus in een der evenwichtspunten staat, tot op het oogenblik, waarop diezelfde doorgang nog eens geschiedt. Het bevat dus den tijd tusschen twee lente evennachten, wanneer de Zon boven den evenaar rijst, of tusschen twee hertst-evcnuaehten, wanneer de Zon onder het vlak van den equator daalt. Wanneer men nu den duur tusschen twee lente-evennaehtcn waar-
neemt, vindt inen 365,2422100 dagen of 3G5 dag., 5 ur., 48 min., 47,öl sec. Wanneer men echter den duur waarneemt, waarop de Zon zich opnieuw aan hetzelfde punt van den hemel vertoont, bijv. op den zelfden afstand van eene bepaalde ster, dan heeft men een STERRENJAAR dat 305,2503744 dagen of 305 dag., 6 ur., i) min., 10,74 sec. lang is. Het tropisch jaar is dus 20 min., 23 seconden korter dan een sterreniaar. Wat is daarvan de oorzaak, en op welke wijze is dat verschil te
verklaren ? Wij weten, dat de lengte der sterren geteld wordt van het voorjaars-
evennaehtspunt, zooals wij vroeger op bladz. 305 reeds verklaard hebben. AVanneer wij nu waarnemen, dat het evennachtspunt juist 30 minuten van de ster y uit Pegasus valt, dan zeggen wij y Pegasus heeft 0D 30 lengte. Doen wij nu een jaar later dezelfde waarneming, dan vinden wij, dat y Pegasus, meer dan 30 min. van dat punt afstaat en wel 0° 30\' 50",24. Een van beiden moet dus plaats hebben, of de ster y moet van plaats veranderd zijn, of het snijpunt van den «equator met de ecliptica moet verplaatst zijn. Omdat wij echter bij alle sterren die verplaatsing waarnemen, en omdat er in hunne breedte, dat is de afstand van de ecliptica, geene verandering plaats»heeft, is het duidelijk, dat het snijpunt niet meer op hetzelfde punt van de baan gelegen is, maar iets vroeger; dat snijpunt loopt dus terug, dat is, tegen de orde der telling in, en daarom spreekt men van den teruggang der evennachtspnnten; omdat echter het oogenblik, waarop die doorgang plaats grijpt, elk jaar iets vroeger komt, noemt men het ook den vooruitgang of pr m ces si e der even- nachten. Wannner het vlak van den evenaar met betrekking tot de ecliptica
onveranderd dezelfde richting behield, moest ook noodzakelijk het snijpunt dier beide vlakken op hetzelfde punt gelegen zijn; de rich- |
|||||
|
420
|
|||||
|
ting dus van liet vlak van den evenaar is veranderd en dus
ook de pool der Aarde, die wel dezelfde richting behoudt met betrekking tot den evenaar, maar niet in het verre hcmelrniui; die pool beschrijft langzaam een cirkel om de pool van de ecliptica, en doorloopt in 71\'., jaar slechts één graad, zoodat de pool der aarde 2GOO0 jaar noodig heeft om den gansenen omloop te maken, 26000 jaren zijn er dus noodig om het voorjaars-eveuuachtspunt al de 12 teekens van den dierenriem te doen doorloopcn. Zulk een omloop noemt men een PLATONISCH jaar. Met de afbeelding van plaat LVI voor ons, zullen wij die pneecssie,
zoo ik hoop, gemakkelijk hegrijpen. De loopbaan der Aarde is door de woorden lente, zomer, enz. ge-
noegzaam aangeduid. In A A A" A" behoudt de pool der Aarde pp. overal op zijne baan dezelfde richting en dus ook de sequator 15 D. In A is de stand afgebeeld der Aarde op het oogcnblik van de
lente-evening, dan gaat het vlak van den zonsweg juist door het vlak van den ajquator; van dit punt af nu begint men de lengte- telling der sterren, en ecne ster, welke zich in het verlengde van k bevindt, zon dan 0 graden lengte hebben; wanneer nu de Aarde, na haren omloop te hebben gemaakt, juist denzelfden stand van as en asquator had behouden, zon ook weder het snijpunt in A gelegen zijn, en de waargenoinenc ster zou op dezelfde lengte, namelijk O graden zijn gebleven; maar nu is in den loop van het jaar de as en ook de ajqnator een weinig verplaatst, (tot beter begrip is in de plaat (A"") de verandering in de as overdreven) en nu valt het oogenhlik, waarop die beide vlakken elkander snijden, niet in A, maar vroeger in A""; wanneer zich nu weder eene ster zou bevinden in het verlengde van k., dan zou die ster, omdat de telling nu daar begint 0 graden lengte hebben, en de vroeger waargenomen ster zou dau niet meer op o lengte staan maar in lengte zijn toegenomen. Al de vaste sterren nemen zoo elk jaar 50 ",24 in lengte toe, omdat
het eventiaehtspunt elk jaar zooveel ach ter uitschuift, en dit is de re- den, waarom men elk jaar de lengte opgeeft van de zoogenaamde Fundamentaal-sterren (zie blz. 3115). Oude hemelglohen en sterrenkaarten komen dns met de tegen-
woordige opgave van den sterrenstand niet meer overeen, want na 71 Va jiuir neemt men reeds een verschil in lengte waar van één graad. Juist door de vergelijking met oudere sterren-opgaven |
|||||
|
430
|
|||||
|
kwam de Grieksche sterrenkundige Hipparchus, 128 jaar vóór Chr.,
tot de ontdekking van de pnecessie der evennachten; want toen hij de opgaven van Timoeharis en Aristyllis raadpleegde, die ongeveer 170 jaar vóór hem leefden, vond hij een verschil in lengte van meer dan twee graden. Sinds dien tijd, dus ongeveer 2000 jaar geleden, zijn de lengten der sterren merkelijk toegenomen. Zoo vinden wij spica of * uit het sterrenbeeld de Maagd bij Hip-
parchus opgegeven, als 174 graden van het evennachtspuntafstaande, en thans in 1873 bevindt zich die ster op 199° 37\' 30" van dat punt, dus in 2000 jaar een verschil van 25° 37\' 30", daarnaar berekend zou het evennachtspunt elk jaar slechts 46",08 verschil opleveren. De verschuiving echter bedraagt iets meer, en men neemt 50/24 als het middelbaar getal aan. Uit die achteruitschuiving volgt, dat de 12 teekens van den zons-
weg, Dierenriem genaamd, niet meer overeenkomen met de sterren- beelden , waarvan zij den naam ontleend hebben. Zoo heeft men bijv. het evennachtspunt in het begin der lente, het teeken van den Ram blijven noemen, hoewel dat sterrenbeeld zelf zich 30 graden verder bevindt, zoodat, wanneer wij zeggen de Zon staat in den Ram, zij zich echter in werkelijkheid in het sterrenbeeld de Visschcn bevindt. Tevens keert door die prsecessie de pool onzer Aarde zich telkens
naar andere streken van het hemelgewelf; want, omdat de pool den- zelfden stand behoudt met betrekking tot den evenaar en ongeveer denzclfdcn stand met betrekking tot den zonsweg of liever loopbaan onzer Aarde, moet de pool of as der Aarde noodwendig een cirkel beschrijven, en daaruit volgt, dat onze tegenwoordige poolster a uit den kl. Beer niet immer poolster geweest is noch blijven zal, want in den loop der eeuwen is de richting van onze aardas naar andere sterren heen. Wij hebben blz. 314 reeds het middel aangegeven om te weten, welke sterren eenmaal poolsterren zullen worden. Voordat wij de oorzaak verklaren, waardoor die achteruitschuiving
der evennachtspuntcn wordt bewerkt, moeten wij nog opmerken, dat de beweging, welke onze as om de as van de ecliptica maakt, geen zuivere cirkel is, maar meer cene golfachtige beweging, zeer overeen- komende met de baan, welke onze Maan met betrekking tot de Zon maakt. (Zie blz. 153). Men noemt die schommeling van onze as nutatie, en Bradleij,
die de afdwaling van het licht (waarover later) had ontdekt, nam |
|||||
|
431
|
|||||
|
die schommelingen het eerst waar, want door die nutatie van de as,
was de pneeessie der evennachten niet altijd even regelmatig, zoodat de lengte der sterren, het eene jaar meer toenam dan het andere; middelbaar was wel de toenemende lengte 50 ",24, maar er was verschil in, echter zoodanig, dat in eene periode van 18 jaar 218 dag. 21 ur. 22 min. 45 seconden de as van onze Aarde dien stand had, welke zij zou hebben, wanneer alleen de pneeessie der evennach- ten er invloed op uitoefende, zoodat de meerdere of mindere jaar- lijksche toenemende lengte zich gedurende die periode compenseerde. In eene periode van bijna 19 jaar beschrijft dus de ware pool van onze Aarde rondom de middelbare pool, eene kleine ellips, wier lange as gelijk is aan 18\',44 en de korte aan 13",72. Die nutatie veroorzaakt tevens, dat de lengte, de rechte opklimming
en de declinatie der sterren aan kleine veranderingen onderhevig zijn, echter niet de afstand van de ecliptica of de breedte. Door de nutatie verandert dus ook eenigzins de helling van de
as en dus ook van den sequator met de loopbaan der Aarde; die verandering is echter zeer gering en overtreft de grootte van 10\' niet. Al die bewegingen, zoowel omwenteling en omloop als pneeessie eu nutatie worden door onze Aarde gelijktijdig volbracht. Men kan zich de verschillende bewegingen der Aarde het best voorstellen door de beschouwing van een punt- of taatstol, die niet loodrecht maar eenig- zins hellend op het vlak, waarop hij loopt, om zich zelven draait. De kromme lijn, welke hij op het vlak maakt, vertegenwoordigt dan de loopbaan der Aarde om de Zon, welke hij om zich zelven wen- telend volbrengt. De kop van den tol zal een cirkel beschrijven rondom eene loodlijn op het vlak bij de punt van den tol opgetrokken, daar- door ziet men aanschouwelijk den beschreven cirkel om de pool der ecliptica, en de kleine schommelingen komen dan overeen met de nutatie van onze aardas. Na de beschrijving van de hierboven opgenoemde verschijnselen,
zullen wij thans de oorzaken vermelden, wier invloed pneeessie en nutatie te weeg brengt, en den band aantoonen, waardoor zij verbon- den zijn met de groote wet van onze zonncwereld, de gravitatie namelijk. Die oorzaken zijn te zoeken eerstens in de algemeene aantrekkings-
kracht en in de afplatting van onze Aarde aan de polen. Wanneer onze Aarde den volkomen kogel vorm en naar het middel-
|
|||||
|
432
|
|||||
|
punt toe overal dezelfde dichtheid bezat, zou de werking, welke
zij op andere lichamen uitoefent, of welke zij zelve van andere lichamen ondergaat, zoodanig wezen alsof hare gansche massa in haar middelpunt vcrecnigd was, zij zon dus overal een gelijken invloed ondergaan, en er kon geeuc verplaatsing van stand in hare as plaats hebben. Maar wij weten, dat de Aarde den kogelvorm niet heeft, doch aan hare polen afgeplat, en inde «equatoriale streken gezwol- Icn is. (zie blz. 120) Welnu de werking van Zon en Maan op dien ge- zwollen Btofring rondom den evenaar is de oorzaak der pnecessic. De middellijnen der Aarde zijn ongelijk in lengte door hare afgeplatte
gedaante, en daarom streeft de aantrekking der Zou om de grootste middellijn naar zich te richten, door de wederkeerige aantrekking van de meerdere daar opgehoopte stofdeelen, en dus samen te doen vallen niet de baan of het vlak, waarop de Zon zelve staat met betrekking tot de Aarde. Wanneer er nu geene kracht was, welke dat ver- hinderde , zou de helling van den «equator der Aarde langzaam verminderen, terwijl de snijpunten der beide vlakken onveranderd zouden blijven, en de as der Aarde zou eindelijk loodrecht op hare loopbaan komen te staan. De snelle omwenteling echter der Aarde, waardoor de as in dezelfde richting wordt gehouden, is een hinder- paal voor den invloed der Zon, en juist het tegendeel gebeurt nu van wat gebeuren zou zonder die rotatie, namelijk de helling van de as en dus ook van den aequator der Aarde blijft onveranderd den stand behouden, met betrekking tot het vlak van de loopbaan, maar draait zich met die onveranderde helling regelmatig van het oosten naar het westen rond, juist in tegenovergestelde richting met de wenteling onzer Aarde, die, zooals wij weten, van het westen naar het oosten plaats heeft. De nutatie vindt ook hare oorzaak in de algemeene aantrekkings-
kracht, maar is vooral toe te schrijven aan den invloed, welke de Maan op onze Aarde uitoefent, meer bepaald op de onregelmatige zwelling op haren aequator. De Maan helt met hare baan ook op het vlak van de ecliptica, (zie
bladz. 155) en rijst er boven of daalt er onder; in het eerste geval noemt men de Maan in den kliinmendcn knoop, in het tweede geval in den dalenden knoop. Welnu wanneer zich nu het geval voordoet, dat de Maan in den kliinmendcn knoop geraakt juist op het oogeu- blik, dat het voorjaars-evennachtspunt plaats heeft, en Zon en Maan |
|||||
|
433
|
|||||
|
het vlak van de aardschc middellijn gelijktijdig doorsnijden, dan
wordt de invloed van de Zon op onze Aarde door den invloed der Maan versterkt, en een noodwendig gevolg daarvan is, dat de lengte der sterren, bijv. op zulk een tijdstip, meer moet toenemen dan op andere tijden, omdat de teruggang der snijpunten dan sneller is. Dit nu nam Bradleij waar. In het jaar 1727 lag de klimmende knoop der Maanbaan juist in het voorjaars-evennachtspunt en de toe- nemende lengte van de sterren was grooter dan vroeger. In 1732 ongeveer 4\'4 jaar daarna, toen de knoopen der maanbaan terugge- loopen waren tot aan het winterpunt, badden de sterren weder de gewone middelbare toeneming in lengte. In de volgende 4\' , .jaar, dus totaan 173G, toen de knoopen reeds in liet liertstpunt lagen, nam de lengte der sterren af, terwijl in de volgende ï\' jaar weder eene toeneming te bespeuren was, zoodat in 174") de lengte weder evenveel toenam als in 1727. Het was dus duidelijk, dat de Maan de oorzaak was van die kleine sehonunelingen in onze as, en dat de teruggang der evennarlitspunten op de Maan, die in eene periode van 18 jaar, 218 dag., 21 ur., 22 min., 45 see. hunnen omloop vol- brengen, daarop van grooten invloed is. Tot nu toe hebben wij, met uitzondering van den invloed der nutatie
op de helling van den aequator, op de baan der Aarde of der eclip- tiea, die helling steeds als onveranderlijk beschouwd, en toch is zij niet onveranderlijk, maar neemt sinds de oudste tijden een weinig af. Tsehu-Kong in China, ll(K) v. Chr. vond de helling 23° 52\' 0", Pijtheas „ Marseille. 350 „ „ „ „ „ 23° 4!t\' 20",
Ibn-Junis „ Egypte, 1000 n. „ „ „ „ 23° 34\' 26",
Ulugh-Ueigh „ Öamarkand, 14..7 „ „ „ „ „ 23° 31 48", Bradley „ Engeland, 17öO „ „ „ „ „ 23° 28\'18, Het jaar 1873 „ ,, 23° 27\' 20.
Die vermindering hoe gering ook zal echter niet blijven voortduren,
want nimmer zullen sequator en ecliptica te zanien vallen. De invloed der gezamenlijke planeten op de aardbaan geeft men voor reden aan van die verminderende helling, maar na vele duizende jaren zal die vermindering weder in eene vermeerdering overgaan. Volgens vroegere berekeningen van Lagrange, zal die vermeerdering of vermindering van helling zich bewegen tusschen 22° 54\' en 25" 21\', maar nimmer die grenzen overschrijden. Vogens Leverrier zal de helling der eclip- tica in de volgende 70,000 jaar niet meer dan 1" 10 veranderen , |
|||||
|
434
|
|||||
|
zoodat wij veilig de baan der Aarde met betrekking tot de helling
der as op dat vlak onveranderlijk mogen beschouwen. § 2. Begrip van storingen. Periodieke en seculaire storingen. Storingen der Maan,
eveotie, variatie, jaarhjksche vereffening. Seculaire versnelling der Maan. Ver- mindering der omwentelingssnellieid onzer Aarde. Periodieke planetenstoring van Jupiter en Saturnus. Venus en de Aarde. Seculaire planetenstoringen. Storingen der wachters. Storingen der kometen. STORINGEN of PERTURBATIEN noemt men in de sterrenkunde
de afwijking der hemellichamen van hunne zuiver elliptische baan, veroorzaakt door den invloed van andere hemellichamen; wanneer bijv. onze Aarde de eenige planeet was, welke om de Zon liep, dan onderging zij slechts den invloed van de Zon alleen, en zij zou eene zuivere ellips om haar blijven beschrijven; maar daar de Aarde niet de eenige planeet is, oefenen de andere planeten ook haren invloed op haar uit, en daardoor worden nu zekere storingen in den loop der Aarde teweeggebracht. De grootheid van die storingen te kennen is een noodzakelijk ver-
eischte, om zoowel den waren als den schijnbaren stand van een hemellichaam met juistheid te kunnen bepalen, en de theorie van die perturbatiën blijft voorzeker het moeielijkst op te lossen vraagstuk der sterrenkunde. Newton, die het eerst de groote grondwet naspeurde, welke in het
hcmelruim heerscht, was ook de eerste die zich bezig hield met een onderzoek naar die storingen. Na hem hebben vooral Clairaut, d\'Alem- bert, Euler, Lagrange, Laplace, Poisson, Leverrier en Hansen zich met dat onderzoek bezig gehouden en zijn tot gewichtige en verras- sendc uitkomsten geraakt. Men onderscheidt in het algemeen twee soorten van storingen,
PERIODIEKE en SECULAIRE storingen genaamd. De eerste soort hangt af van den tijdelijken stand, welken de pla-
neet op hare baan inneemt, en wordt veroorzaakt door den ouderlingen stand, welken twee planeten innemen; zulke storingen noemt men periodiek, omdat zij in eene betrekkelijk korte periode terugkeeren, wanneer de stand der planeten dezelfde is. De seculaire storingen hebben meer betrekking op de veranderingen,
welke eene gehccle loopbaan ondergaat, en zijn dus eigenlijk ook perio- |
|||||
|
435
|
|||||
|
diekc storingen, omdat zij in bepaalde tijdruimten periodiek terugkee-
ren; omdat echter die perioden eene alle menscbelijke inrichtingen overtreffende lengte Lebben, onderscheidt men ze van de hierboven genoemde periodieke storingen. Daar het onmogelijk is in een werk als dit eene volledige ontwik-
keling der storingen te geven, en daar wij die storingen toch niet onbesproken mochten voorbijgaan, zullen wij ons alleen bepalen tot eene spaarzame mededeeling van de uitkomsten door de wetenschap verkregen, en alleen de naaste oorzaak met hare gevolgen vernielden. De meest opvallende storingen toont ons de Maan, en wel eensdeels
door den invloed der Zon, en anderdeels door de inwerking van den machtigen Jupiter en van de zoo dichtbij zijnde Venus. De drie voornaamste periodieke storingen der Maan zijn de EVECTIE ,
de VARIATIE en de jaarlijksche of rARALLACTLSCHE VEREF- FENING. Over de Evectie hebben wij bij de beschrijving der Maan reeds ge-
sproken (zie bladz. 154). VARIATIE der Maan noemt men de door Tycho Brahe in 1590
ontdekte groote onregelmatigheid in hare beweging, welke meer betrekking heeft op den stand der Maan, zooals de Evectie be- trekking heeft op de meerdere of mindere snelheid. In de Syzygien (volle en nieuwe Maan) en in de quadraturen der Maan (eerste en laatste kwartier) is die onregelmatigheid niet te bemerken, maar in de octanten is zij het grootst. De oorzaak der Variatie is daarin te zoeken, dat de tangentiaal-
kracht der Maan in de Syzygien . het grootst is, omdat zij in dien stand het verste van de Aarde is verwijderd, veroorzaakt door de aan- trekking der Zon, en in de quadraturen het kleinst. Wanneer de Maan van de conjunctie of nieuwe Maan, het eerste kwartier nadert, neemt, door de verminderde aantrekking der Zon, de snelheid der Maan af, welke zij bezat van het laatste kwartier tot nieuwe Maan, maar van het eerste kwaricr tot volle Maan vermeerdert die snelheid; van volle Maan tot eerste kwartier neemt die snelheid weder af en neemt weer toe na het laatste kwartier tot nieuwe Maan. Wanneer wij dus bij de Maan eene middelbare snelheid aannemen, dan moet in het eerste en in het derde kwadrant de ware stand der Maan den middelbaren vooruit wezen, evenals in het tweede en vierde kwa- draut de ware stand bij den middelbaren achterblijft. Die storing kan |
|||||
|
436
|
|||||
|
ccnc Variatie in stand teweeg brengen van ongeveer 35\', en de periode
van zulk eene storing bedraagt 143, dag of de halve synodische niaan- oraloop. JAARLIJKSCHE VEREFFENING noemt men die storing, welke
veroorzaakt wordt, doordat de Aarde met de Maan niet overal op den- zelfden afstand van de Zon blijven. Onze Aarde beweegt zich in eene langwerpig ronde baan om de Zon; wanneer nu de Aarde van het perihelium naar het aphelium gaat, moet ook de invloed der Zon verminderen, evenals die invloed weder toeneemt, wanneer onze Aarde van het aphelium naar het perihelium gaat; de storende invloed der Zon op de maanbaan, is dus in het perihelium der Aarde het sterkst en in het aphelium het zwakst. Uit dien vermeerderden invloed der Zon volgt, dat de maanbaan in het perihelium der Aarde grooter is dan in het aphelium, omdat in het eerste geval de Maan door de Zon meer van de Aarde wordt verwijderd. Die vergrooting der maan- baan zou door rechtstreeksche metingen moeielijk zijn aan te toonen, maar de veranderingen, welke er in den omlnopstijd der Maan ontstaan, zijn gemakkelijker waar te nemen. En inderdaad, de Synodische om- loop der Maan in het begin van Januari, wanneer onze Aarde zich in \'net perihelium bevindt, bedraagt 21F\', dagen, maar een halfjaar later, als de Aarde in Juli in het aphelium is, dan bedraagt de Syno- dische maanomloop slechts 29\', dag. In de eerste periode heeft dus de Maan meer tijd noodig om een omloop te volbrengen, hare mid- delbare beweging is dus langzamer dan in de tweede periode en ten- gevolge daarvan vermindert de lengte der Maan in de eerste helft des jaars, evenals deze toeneemt in de tweede helft. De duur van zulk eene periode is een jaar, vandaar den naam. Over die storing, waardoor de absideulijn een gansenen omloop
maakt, en over de storing, waardoor de knoopen van de maanbaan terugloopcn, hebben wij ter plaatse reeds gesproken. (Zie bladz. 154 en volgenden.) Eene zeer merkwaardige storing mogen wij echter niet onvermeld
laten, namelijk de sinds eeuwen waargenoniene regelmatige versnelling der Maan op hare baan. Sinds de dagen der Chaldeërs neemt de om- looptijd der Maan af, terwijl hare boekbeweging vermeerdert. Lagrange en Laplace wezen echter de oorzaak van die verschijning
theoretisch aan; zij zochten de oorzaak in de streving, welke de Aarde heeft om uit hare elliptische baan in eene ronde over te gaan, zoodat |
|||||
|
437
|
|||||
|
de excentriciteit van de baan, welke onze Aarde om de Zon mankt,
in den loop der eeuwen afgenomen is. De storende invloed, nu zeg- gen de geleerden, is oorzaak, dat de aantrekking der Aarde op de Maan vermeerdert, en daarom loopt de Maan sneller dan zij anders wel zou doen. Laplace bepaalde theoretisch den invloed, welke de vermindering der excentriciteit van de Aardbaan op de beweging der Maan moest hebben, en nam bij de Maan gedurende de vcrloopene 18 eeuwen eenc lengte-vermeerdering aan van 10,7". llansen vergeleek en berekende de oudere eclipsen en kwam ongeveer tot hetzelfde resultaat van 12,2". Adams en Delaunay bepaalden door nieuwe theoretische bereke-
ningen de grootte dier Variatie op slechts 0,11\', zoodat hier de theorie met de waarnemingen in strijd schijnt, want zakelijk bedraagt de Variatie ongeveer 12". Dit nu zoekt men overeen te brengen en met recht, door cene ver-
mindering aan te nemen in de snelheid der Aarde bij hare aswente- ling, en wanneer men dan met Adams eene vermindering in snelheid der omwenteling aanneemt van 0,012 seconden in de laatste 2000 jaar, dan is dit voldoende om eene overeenstemming te verkrijgen van de theorie met de waarneming. Maar welke is nu de oorzaak, dat de omwenteling der Aarde
langzamer geschiedt ? De Maan zelve veroorzaakt door de eb en den vloed, welke zij op Aarde
maakt, die verminderde snelheid van omwenteling. Men verbeelde zich eens de Maan vaststaande en de Aarde van het westen naar het oosten wentelend; wanneer zich dan aan den westkant van den meridiaan, waarin de Maan staat, zich een berg bevindt, dan zal door de aantrekking der Maan de omwentelings-beweging der Aarde versneld worden, maar is eenmaal die berg door de wenteling der Aarde den meridiaan voorbij, dan zal de invloed der Maan op dien berg de omwenteling tegenhouden; welnu de vloed der zee is als een immer blijvende berg aan de oostzijde van den meridiaan te bc- schouwen, zoodat door den invloed der Maan op dien waterberg de omwenteling der Aarde wordt tegengehouden. Dit weinige zij genoeg om ons te doen begrijpen, wat eigenlijk sto-
ringen zijn, en hoeveel de sterrenkundige in acht moet nemen, om met nauwkeurigheid den waren stand van de Maan te kunnen aan- geven, welke onderzoekingen voor de zeevaart allernoodzakelijkst zijn. |
|||||
|
438
|
|||||
|
Nog een enkel woord over de storingen, welke de planeten weder-
keerig op elkander veroorzaken. De grootte dier storingen hangt af zoowel van de massa der planeet, welke de storing teweegbrengt, als van den stand, welke zij inneemt met betrekking tot de planeet, welke de storing ondergant, en daaruit blijkt dan aanstonds, dat in de planeten wereld de beide groote planeten Jupiter en Saturnus en vooral de eerstgenoemde de meeste storingen veroorzaken. Al die storingen moeten in liet oog gehouden en berekend worden om de zoogenaamde planetentafels zamen te stellen, waardoor de stand dier hemellichamen voor iederen gegeten tijd wordt aangeteekend. Omdat de stand, waarin zij op elkander de grootste storingen teweegbrengen, na een bepaal- den tijd terugkeert, is het duidelijk dat die planctenstoringen pe- riodiek zijn. De storingen vooral, welke er plaats hebben tusschen Jnpiter en
Saturnus zijn vermaard geworden. Toen Halley de oudere opgaven van de oniloopen der planeten ten tijde van Hipparchus, 140 jaar voor Chr., vergeleek, bemerkte hij, dat de omloop van Jupiter vroe- ger korter was dan thans, zoodat de beweging van Saturnus ver- traagd en die van Jupiter daarentegen versneld was. Lambert bevond echter in de vorige eeuw, dat de beweging dier
beide planeten sinds Tycho weder eene verandering in tegenovergc- stelden zin had ondergaan, en wel dat de omloopstijd van Saturnus korter en die van Jupiter langer was geworden, en dat dus de bewe- ging van Saturnus versneld en die van Jupiter langzamer was dan vroeger. Laplace gaf in 1785 van dat verschijnsel de nauwkeurige verklaring
door de storingen aan te wijzen, welke beide planeten elkander deden ondergaan, zoodat aan de juistheid van dat vroeger raadselachtig verschijnsel niet langer getwijfeld kan worden. De storende krachten, waarmede beide planeten op elkander werken, streven er naar, de groote assen van hunne banen te veranderen en wel zoodanig, dat de as der Jupitersbaan grooter wordt en die der Saturnusbaan kleiner, wanneer de beide planeten zich in elkanders nabijheid bevinden, en juist omgekeerd, wanneer zij zich van elkander verwijderen, want dan treden beide banen weder in hun oorspronkelijkcn toestand, zoodat dan de baan van Jupiter kleiner en die van Saturmus weder grooter wordt. De periode van die storing duurt 930 jaar, zoodat sinds 15(52 de beweging van Jupiter sneller en die van Saturnus trager wordt. |
|||||
|
439
|
|||||
|
en zulks duurt voort tot het jaar 2027, wanneer Jupiter zijne grootste
en Saturnus zijne geringste snelheid heeft bereikt. Van dien tijd af wordt de beweging van Jupiter weder langzamer en die van Saturnus sneller tot het jaar 24!>2, wanneer de periode opnieuw begint. De verandering, welke die storingen in de assen dier planetenbanen
teweegbrengt, is echter zeer gering, en bedraagt bij Jupiter nauwc- 1\'jks so\'ud en bij Saturnus , As» on kunnen dus door rechtstreeksche meting moeielijk berekend worden; daarentegen openbaart zich die verandering duidelijk in het verschil der lengte van de planeet, en daardoor werd Halley er het eerst opmerkzaam op. Dergelijke maar kleinere en kortere ongelijkmatigheden hebben
ook bij andere planeten plaats; zoo brengt bijv. de periodieke stand van Venus met de Aarde in beider beweging eene storing te weeg, wier periode van maximum en minimum 2.\'31t jaar bedraagt. Evenzoo is er eene periode van storing tusschen Mercurius en onze
Aarde, wier duur zevenjarig is. Door dergelijke storingen worden niet enkel de grootc assen der planetenbanen periodiek veranderd, maar ook de excentriciteiten en de ligging van het perihelium. De excentriciteit heeft dan hare middelbare grootte, wanneer het perihelium zijn stand liet meeste heeft veranderd, en omgekeerd het perihelium bevindt zich in zijn middelbaren stand, wanneer de excentriciteit haar maximum of minimum heeft bereikt. Wij moeten nog eens herhalen, dat het eene onmogelijkheid is in
een werk als dit eene volledige ontwikkeling der verschillende storin- gen te geven. Ons doel hebben wij bereikt, wanneer wij een begrip van de storingen met hunne oorzaken gegeven hebben. Wij noemen hier nog de seculaire storingen der planeten, waardoor
veranderingen ontstaan in de ligging der knooplijn, en in de helling der baan op de ecliptica en in de uitmiddelpuntigheid der baan. Wanneer wij de seculaire storingen nagaan, dan is het zeker, dat
de knooplijn van de gestoord wordende baan altijd achteruit moet gaan met betrekking tot de storende, maar met betrekking tot een derde vlak , kan de beweging vooruitgaan, en de helling der planc- tenbanen kan afwisselend af- en toenemen, evenzoo de excentrici- teiten, hoewel die verandering noodwendig binnen zeer enge gren- zen moet begrepen blijven. Met welk eene hooge volkomenheid de theorie der storingen bcar-
beid is geworden, hebben wij reeds op blz. 2.\')4 en volg. aangetoond 2\'J
|
|||||
|
440
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
toen wij de ontdekking: van Neptunus bespraken en opmerkten, dat
die planeet hoewel nog niet ontdekt, hare tegenwoordigheid verried door de storingen, welke zij op de baan van Uranns teweegbracht. Ten slotte geven wij in eene tafel een gezamenlijk overzicht van
de jaarüjksche veranderingen in de elementen der planetenbanen door de seculaire storingen veroorzaakt. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Om de zuivere siderische jaarüjksche verandering te kennen in de
lengte van het perihelium en in die van den klimmenden knoop, is het noodig de waargenomene processie van onze evennachten van de hierboven opgegevene getallen af te trekken, zoodat bijv. de zuivere siderische beweging van den klimmenden knoop van Mercu- rius = 42,"698 50, "24 = —7,"542 is, dus op Mercurius gaat de kl. knoop ieder jaar 7,"542 achteruit. Evenals de Zon met de Aarde storingen teweegbrengt in de baan
van onzen wachter, eveneens ondergaan de wachters van Jupiter, Sa- turnus en Uranus, storingen door de Zon in hunne hoofdplaneet vcr- oorzaakt; de invloed echter, welken zij op elkander uitoefenen, brengt eene grootc wijziging in die storingen teweeg. Het stelsel van Jupiter is met zijne manen, wat die storingen betreft, volledig en nauwkeurig onderzocht. De wachters van Saturnus en Uranus missen om hunnen grootcn afstand en moeielijke waarneming het belang, dat de wachters van Jupiter aan de sterrenkundigen hebben ingeboezemd. Omdat de massa der kometen, gelijk wij vroeger zagen, zoo gering
is, zijn zij niet in staat invloed uit te oefenen op de lichamen van ons zonnestelsel, maar omgekeerd ondergaan zij binnen ons stelsel storingen, van welke bij de planeten geene voorbeelden gevonden wor- den; de geringheid harer massa is daarvan echter niet de oorzaak, |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
441
|
|||||||
|
maar vooral de vorm van hare baan; dus om hare geringe massa
oefenen zij zelve geen invloed uit, doch om de gedaante liarer baan ondergaan zij zelve zeer grootc storingen, zoodat zij soms de speel- bal worden der planeten. |
|||||||
|
III.
DE G E T IJ E N.
§ 1. Verschijnsel van ebbe en vloed. Springvloed en doode tjjen. Overeenkomst niet
den stand der Maan en der Zon. Theorie volgens de wet der zwaartekracht Haventyd. Ontwikkelde kracht der aantrekking van de Maan. De voor ons meest bevattelijke storing, welke de Maan op onze
Aarde teweegbrengt, is het periodiek wassen en dalen der zee, aan een ieder onder den naam VLOED en EHBE bekend. Tweemaal daags keeren de ebbe en de vloed terug; nauwelijks heeft
het zeewater den hoogsten stand bereikt, of ongeveer (j uren lang zakt het, en bereikt dan den laagsten stand, waarna liet weer wast; zoodat men iederen dag tweemaal vloed of hoog water en tweemaal ebbe of laag water heeft. De laagste stand van het water valt echter niet juist tusschen de
beide op elkander volgende hooge waterstanden in, omdat de vloed korter is dan de ebbe; met andere woorden, het water gebruikt meer tijd om te vallen dan oin te rijzen. Dit verschil heeft verschillende waarden, volgens de havens; zoo levert het bijv. te Drost een verschil op van 1H min., maar daarentegen te Havre een verschil van 2 ur. 1(5 min. Voordat wij de oorzaken van dit verschijnsel verklaren, moeten
wij eerst het feit zelve nauwkeurig nagaan. De wisseling van ebbe en vloed komt dagelijks tweemaal terug;
echter zoodanig dat de vloed bijv. den volgenden dag ongeveer 50 min. later komt dan den vorigen dag, zoodat de dagclijksche periode van dat verschijnsel even lang duurt als een Maandag; de Maan immers komt ook eiken dag ongeveer 50 min. later door den meridiaan. 29*
|
|||||||
|
442
|
|||||
|
Uit die dagelijksche vertraging volgt, dat na verloop van 14\', dag
de ebbe en de vloed een versclnl opleveren van 12 uren, en dus na 29 dag. 12 uren, juist een vollen dag van 24 uren. Na 14 dagen zijn dus de uren van ebbe en vloed dezelfde, met dit verschil dat de tijen van \'s avonds, \'s morgens vallen en omgekeerd, maar juist na eene Maanmaand keert hetzelfde uur terug. De kracht echter of de grootte van dat verschijnsel is in dezelfde
zee en in dezelfde haven zeer verschillend, en toont zulk eene merk- waardige overeenstemming met den stand van de Maan, dat het ver- band overduidelijk is. De hoogste vloeden en de daarmede verbondene laagste ebben
vallen immer samen niet de dagen van nieuwe en volle Maan, men heeft er den naam van SPIÜNGYLOED aan gegeven. De laagste vloeden en de daarmede verbondene ebben vallen samen
met het eerste en laatste kwartier, men noemt ze DOODE TIJEN. Hier merken wij reeds op, tlat de hoogste vloed en de laagste
ebbe niet juist plaats heeft op den dag /elven, waarop de Maan de bedoelde schijngestalte heeft, maar in al de havens van den Oceaan komt dat verschijnsel \'M uren of 1\'., dag later, zoodat de derde vloed na nieuwe of volle Maan de grootste en de derde ebbe, die op de kwadratuur der Maan volgt, de laagste is. De hoogte van den vloed verschilt ook naarmate de stand van Zon
en Maan is; naarmate die beide hemellichamen dichter bij den aqua- tor staan is hun invloed het sterkste; tweemaal in het jaar, omstreeks den 21stcn Maart en den 22s*«n September, staat de Zou in het vlak van den evenaar; wanneer nu op dat tijdstip de Maan dichtbij of in hetzelfde vlak staat, dan is de vloed buitengewoon hoog. Daarentegen hebben de zwakste vloeden plaats ten tijde der sol-
stitiën, wanneer tevens Zon en Maan den hoogsten of laagsteu stand in den meridiaan hebben. De ware afstand van Zon en Maan van de Aarde is ook niet zon-
der belangrijken invloed, zoodat de vloed het hoogst is, wanneer de Maan in haar pcrigcUni en de Aarde in haar perihelium is, en daarom is de vloed tijdens het wintersolstitie grootcr dan tijdens het zomer- solstitie. Het gansene verschijnsel vertoont zich alleen zoo regelmatig bij windstil weder, want het is duidelijk, dat de kracht en de rich- ting van den wind, de gedaante en ligging der zeekust, de diepte en uitgestrektheid der zee van grooten invloed zijn. |
|||||
|
443
|
|||||||
|
In de zeeën, die afgescheiden zijn van den grooten Oceaan, is de
vloed vaak zeer onbeduidend: zoo bedraagt de vloed in de havens van Toulon en Napels ongeveer een par. voet. In de Oostzee is de wis- scling van ebbe en vloed nauwelijks merkbaar, zoodat zij in de haven van Wismar slechts 3\'2 duim bedraagt. Aan de Noordzee- kusten is de grootte van den vloed zeer verschillend, vooral wanneer een noordwesten storm de watermassa\'s op onze kusten werpt, zou een tegelijk invallende springvloed schromelijke onheilen te weeg kunnen brengen; plaatselijke omstandigheden brengen dus het hare bij om den vloed grooter of wel zwakker te maken, en veroorzaken ook groote afwijkingen van den algemeencn regel. Zoo bijv. duurt, volgens de mededeelingen van Davenport en Knop, de vloed aan de kusten van Tonkin iu Oost-Azië 12 uren en evenzoo iedere ebbe. De vloed doet zich ook in de rivieren gevoelen, en wel verder
van haar mond, naarmate deze wijder en hare beddingen dieper zijn. Wanneer de vloedgolf in de monding eencr rivier dringt, ontstaat soms een geweldig hoog opgestapelde waterberg, die met groot geweld en snelheid voortdriugt. De snelheid van zulke vloedgolven is zeer verschillend, en natuur-
lijk daar het grootste waar de minste hinderpalen bestaan. Zoo legt de vloedgolf in den Atlantischen Oceaan tusschen den
&qnator en 20 graden noorderbreedte ieder uur een afstand af van 600 zeemijlen \'. In den stillen Oceaan, onder 60 graden zuiderbreedte, bedraagt die snelheid 450 zeemijlen per uur. Hoe dichter bij de kust hoe meer die snelheid afneemt, zoodat tusschen de zuidelijke punt van Ierland en de noordpunt van Schotland de snelheid slechts 52 zee- niijlen bedraagt. Nadat wij het feit van het verschijnsel beschreven hebben, volgt
nu de theoretische verklaring, welker kennis van zulk een groot uut is. De overeenstemming der hooge vloeden met den stand van Maan
en Zon in betrekking tot onze Aarde deden reeds vroeg liet vermoe- den uiten, dat de oorzaak van dat verschijnsel in die beide bemelli- |
|||||||
|
\' De hier bedoelde zeemijlen zjjn Engelsehe, 1851 meter* «root; eene Ilollandsche
zeemjjl is 5555 meters; eene Fransehe 5355, en eene Spaanselie 63G1 meters. De Oostenrijksehe en de Portugeesche zeemijlen zyu evenals de Engelsehe 1S51 ine- ters groot. |
|||||||
|
444
|
|||||
|
charaen zetelde, zoodat de oude Plinius, 70 jaar voor Chr., reeds
schreef, dat Zon en Maan de oorzaak waren van ebbe en vloed; maar eerst de nieuwere wetenschap loste het vraagstuk op en verklaarde de natuur van dien invloed; want hoewel Galileï en Kepler het ver- schijnsel poogden te verklaren, wees Newton door de gravitatiewet de eigenlijke oorzaak aan, en na hem hebben Bernoulli, Maclaurin, Euler en vooral Laplace die theorie tot cene bewonderenswaardige vol- maaktheid gebracht. De aantrekking welke Zon en Maan uitoefenen op de vloeibare
massa, waarmede onze Aarde voor drie vierden omringd is, brengt vloed en ebbe voort. Wanneer twee lichamen zooals de Aarde en de Maan zich in
elkanders nabijheid bevinden hebben de verschillende deelen van die lichamen cene streving om elkander te naderen door de alge- meene aantrekking of gravitatie; de kracht van die aantrekking ver- schilt, zooals wij reeds weten, naar gelang der massa, en neemt af volgens het kwadraat van den afstand. Passen wij nu die algemeene wet toe op de Maan en de vloeibare
deelen onzer Aarde, en zien wij tot meerdere duidelijkheid op plaat LVII. Fig. 1. Wanneer wij ons de Aarde in A verbeelden omgeven door water
in licÜc., en de Maan in M., dan zal voor het punt B op Aarde de Maan in het zenith staan en voor het punt D daarentegen in het nadir of voctpunt, overigens zullen alle plaatsen op Aarde, welke de- zelfde lengte hebben de Maan in den meridiaan hebben. Omdat de aantrekkingskracht der Maan vermindert volgens het
kwadraat van den afstand, zal de Maan meer invloed uitoefenen op het punt B, dan op de punten C C; naarmate de afstand van B tot 0 grootcr wordt, neemt ook de aantrekking der Maan af, die in 15 het sterkst is. Hieruit volgt dus, dat de vloeibare massa zich aan de zijde der Maan ophoopt en dus rijst, want het vloeit van C C naar B; in dat punt is het dus vloed en in C C is het ebbe. Wanneer de Aarde stil stond, zou die vloed tegelijk met de
Maan om de Aarde loopen, maar omdat onze Aarde in 24 uren rond wentelt, keert de gansche omtrek der Aarde zich in dien tijd naar de Maan, en de vloed loopt dus in 24 uren geheel om de Aarde rond. Tot zooverre is het gemakkelijk te begrijpen, waarom er vloed is
|
|||||
|
Dl\'. STKIWK.WVKKKI.II
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
l\'l. \\.\\T IA II
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Verklaring van ebbe en rloeil.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
445
|
|||||
|
op liet naar de Maan gekeerde halfrond; maar waarom is er op liet-
zclfde tijdstip vloed in D, op het van de Maan afgewende halfrond? Wanneer de afstand van het middelpunt der Maan tot het middelpunt
der Aarde GO aardstralen bedraagt, dan is de afstand der Maan tot het punt D gelijk, aan (il aardstralen; op het middelpunt der Aarde werkt dus de Maan volgens het kwadraat dus 60x60, maar op het pont D slechts volgens 61X61. Ecu noodzakelijk gevolg hiervan is, dat het middelpunt der Aarde iets van zijne aantrekking verliest in de richting naar D, en het water wordt dus in D, met minder kracht naar de Aarde getrokken dan in C. Om dus het evenwicht te her- stellen stroomt het water naar D, en ook daar wordt het dus vloed, gelijktijdig als in B. Zoo dikwijls dus de Maan de bovenste of onderste meridiaan van
cenc plaats doorgaat, dat is iedere 12 uren en 25 minuten, is er vloed, en wanneer de Maan zich voor diezelfde plaats aan den horizon bevindt is er ebbe. Tot nu toe beschouwden wij alleen de werking van de Maan. De
Zon echter oefent ook invloed uit op de watermassa der Aarde; om- dat hare afstand echter 400 maal grooter is dan de afstand der Maan, is die werking 400X400 maal minder; maar hoewel de massa der Zon ongeveer 34 millioen maal grooter is dan de massa der Maan, is toch de vloed, welke door de Zon veroorzaakt #\\vordt, veel zwak- ker, en staat in verhouding als 10 tot 22, dus ongeveer de helft; de oorzaak van dit verschil is daarin te zoeken, dat de Zon haren invloed op de gansche Aarde uitoefent, de Maan echter wegens hare meerdere nabijheid meer op de onderdeden der Aarde. Wanneer nu Zon en Maan op hetzelfde punt van de Aarde hunnen
invloed uitoefenen, moet noodzakelijk de vloed daar hooger vvor- den, men noemt dit SPRINGVLOED, en zulks gebeurt ten tijde der sijzygiën, wanneer zij tegelijk den meridiaan doorgaan. (Zie Fig. 2 plaat LV1I.) Wanneer echter Zon en Maan in tegenovergestelde richting met
elkander op de Aarde werken, zooals in de quadraturen der Maan, (zie Fig. 3 PI. LV1I) dan ontneemt de aantrekkingskracht der Zon een gedeelte van de kracht der Maan, dan werken zij elkander tegen, en is er wel vloed in B en D en ebbe in C, maar een geringer vloed en ebbe, welke men den naam van DOODE TIJEN heeft gegeven. |
|||||
|
446
|
|||||
|
Men dient hier nog op te merken, dat het voor ecne bepaalde plaats
niet juist vloed is als de Maan door den meridiaan gaat, want door de traagheid der waterdcelen kunnen deze de schijnbare beweging der Maan niet nauwkeurig volgen, zoodat de vloed altijd iets later voor- valt, dan het oogenblik, waarop de Maan door den meridiaan gaat. De tijd nu, welke er verloopt tusschen dien doorgang der Maan en
den vloed, noemt men het Ha vengetal of den Ha ven tijd, en is voor verschillende plaatsen ook verschillend, want men begrijpt licht, dat plaatselijke gesteldheden daarop van grooten invloed zijn \'. Wanneer wij, om ons eene voorstelling van de kracht te maken
welke de Maan op de Aarde uitoefent, daarvoor de eenvoudigste uit- drukking bezigen, dan zeggen wij de Maan sleept dagelijks 220 knb. mijlen water rondom de Aarde. Wat is daarmede vergeleken de kracht, waarover wij menschen
beschikken kunnen! De kracht van een paard kan slechts in ééne mi- nuut 550 kult. voet water 1 voet hoog op werken, zoodat er 90,000 paardenkrachtcn vcreischt zouden worden om die massa rondom de Aarde te voeren. Maar die 550 kub. voet is slechts het 25000,CMX>000 gedeelte van
ecne enkele kub. mijl. Om dus ééne enkele kub. mijl water in 24 uur rondom de Aarde te slepen, zouden er 2250 billioen paarden- krachten noodig zijn. Om dus te weten met hoeveel paardenkracht de Maan op de Aarde werkt moet het laatste getal nog met 220 vermenigvuldigd worden. Om den tijd te vinden, waarop het voor eene bepaalde plaats, welker
haventijd men kent, vloed of hoogwater is, moet men eerst de nieuwe Maan berekenen en er voor eiken verloopen dag 50 minuten bij- tcllen, om den tijd te kennen, waarop de Maan door den meridiaan gaat, daarbij de haventijd opgeteld, geeft het uur van den vloed aan. De zeelieden bedienen zich van de volgende eenvoudige tafels, waar- van de eerste den ouderdom der Maan aangeeft op den eersten van eiken maand, en de tweede de correctie voor den ouderdom dei- Maan op iedereu dag. 1 Wtaewell in Engeland is liet eerst op de gedachte gekomen om op eene wereld-
kaart de plaatsen, waar liet gelijktijdig vloed is, door ljjnen te verbinden, welke men Isorachiën noemt, van het (ïrieksch isos geluk en racliia vloed. Zulk eene kaart toont ons voor ieder uur de vloedgolf, zoodat men die door den Oceaan rondom de Aarde kan volgen. |
|||||
|
447
Tafel I. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Tafel II.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Om bijv. te weten, hoe laat het op den 4QI!n Juni 1874 vloed is
aan het strand tc Katwijk, waar de haventijd 2» 40min- bedraagt, zoekt men eerst achter liet jaartal der eerste kolom het getal der gc- vraagde maand, en vindt dan voor Juni 1874 het getal 16, hierbij voegt men den datum der maand dus 16 -f- 4 = 20, dat is dus de ouderdom der Maan op dien dag. Nu zoekt men in de tweede tafel de correctie van dien ouderdom en vindt 15«- Una-, __ voegt hierbij nu den haventijd, 15«- llm- -f- 2U- 40m- = 17«- 51m- zoodat het op den 4d"n Juni 1873 te Katwijk omstreeks 5 ure vloed is, want als de correctie de som van 12"- 24m- te boven gaat, moet men dat getal er van aftrekken, en mocht de correctie meer bedra- gen dan 24u- 48m-. dan moet eerst dit getal er van worden afgetrokken |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
448
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
Deze berekening is slechts eene benadering, hoewel zij voor de
praktische zeevaart voldoende is en gewoonlijk gebruikt wordt; men verkrijgt den tijd van den vloed volgens den waren tijd, welken men gemakkelijk in ni i d d e 1 b a r e n tijd veranderen kan, zie hierover blz. 134. Hieronder geven wij den Haventijd voor eeuige der voornaamste
plaatsen van ons Vaderland. |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
Ameland. . . .
Amsterdam . . Bath......
lïricl......
15rouwershaven
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
Medemblik. . . 10 ur
Middelburg. . . 1
Moerdijk. ... 4
Monnikendam. 2
Nieuwe Diep . 7
Kotterdam... 4
Scbeveningen . 3
Sparendam. . . 3
Terschelling. . 8
Texel..... 9
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
9 ur.
3 „ 3 „ 3 „ 2 „ |
30 min.
15 „ 25 „ 0 „
15 „
15 „
45 „
45 |
||||||||||||||||||||||||||||
|
30 min.
30 „
33 „ 15 „ 0 „
50 „
45 „
31 „
40 „ 0 „
0 „
0 „
0 „
7 „
20 „
VI „
19 „
45 „
0 „
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
Delfzijl.....11
Dordrecht ... 4
Edam..... 1
Enkbuizen. . . 12
Goercc..... 2
Gorincbem. . . G
Gouda..... G
Groningen... 12
llarlingen ... 8 llellevoetsluis . 2 Hoorn.....12
Katwijk .... 2
Kijkduin. ... G Lemmer . ... 12 Maassluis ... 3 |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
i;>
|
n
|
||||||||||||||||||||||||||||
|
10
50
40 ir» 45 30 45 40 t:> 51 15 |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
Tholen. . . .
Urk.....
Veere . . . .
Vlaardingcn . Vlissingen . . Willemsdorp. Willemstad. . Zaandam. . . Zierikzee. . . |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
-1
1
1 •1
1 1 :;
3
2
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
IV.
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
§ 1. Oorsprong der Zonnewereld. Drie hoofdstelsels. Hypothese van Laplace.
Proeve van Plateau. Waarschijnlijkheidsgronden voor die hypothese. Stabili- teite-probleem.. Het schijnt eene streving van het menschelijk verstand te zijn, zich
liever bezig te houden met liet onderzoek van niet op te lossen vraagstukken, dan wel met die dingen, welke ouder ons bereik zijn. |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
449
|
|||||
|
Zoo zoekt bijv. de wetenschap naar den oorsprong en het einde dei-
dingen, naar het wezen van de eerste oorzaak en naar meer vraag- stukken, die eer tot het gebied der metaphysica dan wel totdat der positieve wetenschap behooren. \'t Is den niensch niet genoeg met zijn blik in de onuitsprekelijke
diepte van het heelal door te dringen en daar zonder eind zonnen en zonnen te vinden; verder nog streeft zijne gedachte om naar de grens en het eind van die opeenhoopingen te zoeken; alles immers, wat geteld wordt, vermeerdert ot\' vermindert en komt tot een eersten en tot een laatsten term; eene reeks komt noodzakelijk uit de eenheid voort. Welnu die eenheid waaruit spruit die voort ? Wat is voorgegaan, de plant of het zaad? en vanwaar ontstond
die eerste plant of dat eerste zaad? Te vergeefs zal de wetenschap zich onbevoegd verklaren, daarover uitspraak te doen; de mensch wil weten vanwaar hij komt om te kennen waarheen hij gaat, zoodat het vraagstuk der schepping zich steeds aan hem opdringt. Wij zullen ons woord over die zaak meespreken, want een vraag -
stuk van zoo hoog gewicht te willen ontwijken, noemen wij geene wijsheid. Hoe heeft men in den loop der eeuwen dat vraagstuk opgelost?
met andere woorden, wat heeft men gedacht over het begin der dingen ? Drie leeringen worden ons aangeboden.
De pantheïstische, de dua 1 istisehe en de christelijke leer;
naarmate men eene van die verschillende leeringen aanneemt, huwt meu zich aan eene wijsbegeerte, neemt men een godsdienst aan. Voor zoover wij kunnen nagaan is Indio het vaderland van liet
Pantheïsme. In het begin der dingen verbleef God (Brahma) in een ei schitterend als goud, en daaruit kwam de gansche wereld voort. Volgens een ander beeld was Brahma de eeuwige spin, die uit haren boezem den oneindigen draad spon, waaruit de schepping werd gewe- ven. Brahma wordt vergeleken met een ocverloozen oceaan, op wiens oppervlakte de golven verschijnen en verdwijnen. De wezens zijn, vol- gens de beeldspraak der Indiërs, het lichte schuim, de vergankelijke waterbellen, de vluchtende golven van die oneindige zee. .Maar ge- lijk alles uit Brahma voortkomt, zoo keert ook alles tot hein weer. De goden, de geniussen, de sterren, de menschen, de dieren en de planten. De minder zuivere uitstralingen of emanatiën volgen op de meer zuivere. De ontwikkeling bij het pantheïstische scheppingsidee gaat dus van het meer volmaakte tot het minder volmaakte, geheel in |
|||||
|
450
|
|||||||
|
strijd niet hetgeen de nieuwere wetenschap ons leert. De Indische
wereld zakt dus trapsgewijze tot duisternis en bederf; wanneer Brahma waakt, dan leeft de wereld, wanneer hij slaapt, dan be- zwijnit zij. De mensch en de natuur zijn dus niets, de goddelijke werkzaamheid is alles, de gansche wereld is één met God, is dus God zelf. Daar tegenover staat de tweede leer, het Perzische dualisme. Or-
muzd is Schepper van alles wat goed is, hij is de koning der goede geniussen. Ahrinianus is de vader van alles wat kwaad is, de een brengt de dieren en planten voort, die zuiver zijn, de ander daaren- tegen de onzuivere diereu en planten, in één woord, alles vindt zijn oorsprong in twee eeuwig bestaande en vijandelijke beginselen. De Grieksche wijsgeeren waren bijna allen dualisten, in dien zin
namelijk, dat zij twee eenige oorzaken aannamen. De twee grootste denkers onder hen erkenden wel een goddelijk beginsel, maar namen daarbij de stof ook als eeuwig aan \'. Het Neoplatonisme zocht die eeuwigheid der stof te vermijden, maar verviel daardoor in een Pan- theïsme, dat in vele opzichten met de Indische leer overeenkomt. De gevolgen van de pantheïstische leer en van het dualistisch bc-
grip liggen voor de hand. In het eerste verdwijnt de mensch niet zijne vrijheid, verantwoordelijkheid en persoonlijkheid, "t is alles God. In het tweede is het oneindige wezen, God, wezenlijk eindig, want twee eeuwige oorzaken moeten noodwendig elkander begrenzen. Het Pantheïsme is logisch onzin, want dan zou dezelfde zaak eindig
en oneindig wezen, schepper en schepsel. Het Dualisme wordt ten laatste fatalisme, de mensch is noodzake-
lijk onder de macht van het kwaad, zijn wil is dus onmachtig; tus- schen fatalisme en zedelijke onverantwoordelijkheid is geen onderscheid. Naast die beide valsche stelsels plaatste zich met al den eenvoud
der waarheid de Christelijke leer met haar dogma. In den beginne schiep God heinel en aarde. (Gen. I : 1.) Daardoor wordt aan God zijne almacht gelaten in tegenstelling met het ontwikkelend Pantheïsme, en aan den mensch zijne verantwoordelijkheid in tegenstelling niet het dualistisch begrip. Dat een eeuwig wijze, goede en almachtige Geest, dat God de
|
|||||||
|
1 Die eeuwigheid der stof vinden wjj in sommige schoolboekjes van onze hoogere
burgerscholen al» leerstuk aangegeven. |
|||||||
|
451
|
|||||
|
Schepper is van die wereld vol heerlijke wonderen, welke wij be-
schouwd en bewonderd hebbeu, zulk een besluit is niet het resultaat van spitsvoudige opmerkingen en onderzoekingen; integendeel, men moet de oogen sluiten om de bewijzen van Gods almacht niet overal in de Schepping te zien, en daarom hebben de onbeschaafdste en on- wetendste natiën zulk een besluit reeds gemaakt. Wanneer de hemelen dan de glorie van den Allerhoogste vcrmel-
den , en bet uitspansel ons het werk zijner handen verkondigt, hoc dwaas, hoe vermetel, ja hoe den redelijken mensch onwaardig is het dan om al die wondergewrochten, die ons omringen, aan een blind toeval, aan eene zich zelve onbewuste oorzaak toe te schrijven. Als wij een werktuig bewonderen, kunstig ineengezet, juist in elkander grij- pend, zuiver en geregeld in werking, wie is dan zoo dwaas zulks aan het toeval toe te schrijven? neen de bekwaamheid van den kun- stenaar spreekt te duidelijk uit zijn werk. Zoo ook toont de bouw van het ganschc Heelal, van dat groote en heerlijke in elkander grijpend raderwerk, ons te duidelijk de hand van ecu oneindig persoonlijk Wezen. Uit het plan schittert zijne wijsheid, uit de daarstelling zijne almacht, maar bovenal uit de regeling zijne oneindige goedheid. Wij zullen ons niet ophouden om na te gaan, welke verschillende
hypothesen er gesteld zijn om de vorming van onze Aarde en van ons gansche zonnestelsel na de oorspronkelijke schepping te verklaren, alleen de vermelding van de algemeen aangenomen hypothese is hier voldoende. Vooraf moeten wij opmerkzaam maken op eene dwaling, die zeer
algemeen verspreid is, en wel dat de Bijbel geheel in tegenspraak niet de sterrenkundige stelsels, onze Aarde niet alleen tot middelpunt van ons planetenstelsel maakt, maar tot centrum van het ganschc uitge- strekte heelal. Dit is onwaar en valsch, de Bijbel is even vreemd aan het stelsel van Ptoloinclis als aan dat van Copernicus. De uit- leggers hebben aan de bijbelsehrijvers hun eigen begrip toegeschre- ven, maar onze nietige planeet wordt door Mozes niet als middelpunt der wereld beschouwd. De Bijbel doet ons immers duidelijk ver- staan, dat er buiten ons zonnestelsel nog andere hemelen en stelsels zijn, zoodat de eer van die ontdekking niet eens aan de nieuwere sterrenkundigen toekomt. Zie hier dan eene der meest aangenomen hypothesen over de vor-
ming onzer Aarde. |
|||||
|
452
|
|||||
|
De Aarde, zoo gelooft thans de wetenschap, was vroeger een bol
van gloeiende stoffen, die om zijn as wentelend, tevens een omloop om de Zon volbracht; niemand kan zeggen hoelang die toestand heeft geduurd, zoodat de wetenschap dat tijdvak bij duizende jaren tellen mag. Het water, dat thans de Aarde omgeeft, en vele lichamen die thans vast zijn, maar zich vroeger in een gasachtigen toestand bevonden, vormden rondom de Aarde dikke en ondoordringbare dampen, en langzamerhand had de warmteuitstraling in het hemel- ruim, ecne vermindering van temperatuur ten gevolge, zoodat er rondom die vloeiende en gloeiende massa eene vaste korst ontstond. Er gebeurde dus iets, wat wij in het klein vaak zien. Op de gesmol- ten metaalmassa vormt zich zoodra het vuur vermindert eene korst; het water ziet men stremmen en zich tot ijs vormen, zoodra de buiten- temperatuur afneemt. De opgeloste licliamen en het dampvormige water sloegen dus neer,
zoodat de Aarde door water omgeven was. Toen ontstond er eene worsteling tusschen de koude wateren en de nog hevige warmte der aardkorst. De nog dunne aardkorst brak op verschillende plaatsen, en daardoor ontstond een invallen of een opheffen dier korst of eensklaps of langzamerhand. De inwendige gloeiende en vloeibare massa stortte zich uit in die kokende wateren of in de moerassen door hen ver- oorzaakt. Ziedaar met een paar woorden het schrikwekkend tooneel dat de
wetenschap ons leert over de vorming onzer Aarde. Dat dit eene hypothese is en wel eene hypothese blijven zal,
waarover men vóór en tegen kan twisten, is duidelijk. Eene hypothese, die niet in strijd is met het verhaal des Bijbels, want de baiert, omgeven door duisternis en bedekt met water, drukt juist genoeg den toestand uit ons door de nieuwere geologen geschetst, en welken zij trachten te bewijzen door den toenemenden graad van warmte, welke er in de aardlagen bestaat, en waardoor men genoodzaakt wordt het binnenste onzer Aarde als nog gloeiend zijnde aan te nemen, terwijl de vulkanische uitbarstingen tot bewijs moeten strekken dier hypothese. Ook de vorm van onzen Aardbol, afgeplat aan de polen en gezwol-
len in de aequatoriale streken, schijnt een oorspronkelijkcn vloeiba- ren toestand aan te duiden. Maar is onze Aarde de eenigc planeet in ons zonnestelsel, die zulk
een oorsprong of liever vorming heeft gehad? De analogie brengt er |
|||||
|
453
|
|||||||
|
ons reeds toe, zulk eene vorming aan al de deelen van ons zonne-
stelsel toe te schrijven, en wanneer wij de verschillende elementen der planeten banen nagaan, vinden wij eene merkwaardige overeenkomst, die op eene eenheid van oorsprong wijst. Wij zien vooreerst, dat alle planeten en wachters van ons stelsel
dezelfde richting van beweging hebben; allen loopen van het westen naar het oosten om de Zon, in diezelfde richting wentelen ook de wachters om hunne hoofdplaneten, en, zoover wij kunnen waarnemen, de planeten met de Zon en de Maan om hunne eigene as; dit kan geen gevolg van het toeval wezen. Eene tweede overeenkomende eigenschap van ons planetenstelsel is
de geringe uitmiddelpuntigheid van de planeten banen, waardoor zij geheel van de kometen onderscheiden zijn, zoodat hunne banen bijna cirkelrond zijn. De derde overeenkomst is de geringe helling, welke de planeten-
banen maken met de ecliptica of liever met den evenaar der Zon, terwijl daarentegen de kometen hellingen hebben die van O tot 90 graden bedragen; alleen bij de planetoïden neemt men in dit opzicht eene uitzondering waar, (zie bladz. 197) daardoor wordt ons echter gewezen op een tijdperk van groote perturbatic; overigens is hunne massa zoo gering, dat men ze niet in rekening kan brengen. Verder heeft men bij de meeste planeten, evenals bij onze Aarde,
eene afplatting waargenomen. Al die gegevens duiden op eene ge- meenschappelijke oorspronkelijke vorming. Daarop steunende, heeft Laplace \' eene theorie gebouwd over de
vorming van ons zonnestelsel, welke hoezeer er een aantal moeiel ij k- heden tegen gemaakt kunnen worden, toch ook om hare eenvoudig- heid zeer veel aantrekkelijks bezit. Het behoeft niet gezegd, dat het eene hypothese is en blijft, waarvoor men eenige waarschijnlijke gronden kan aanvoeren, maar geene bewijzen; overigens is die theorie volstrekt niet in strijd met datgene, wat het oudste geschiedboek ons leert over die wereld vorming Met een paar trekken willen wij de theorie van Laplace vermelden.
Omdat God, zoo schreef de groote Kcpler, eene levende eenheid
|
|||||||
|
1 Vóór Laplace had Kant de Koningsberger Wijsgeer in zijne Geschiedenis des Ife-
mels eene gelijke theorie verkondigd, en daarom noemt men die theorie van Kant en Laplace. |
|||||||
|
454
|
|||||
|
is, moeten de wetten, welke hij aan de wereld schonk dat karak-
ter van eenheid uitdrukken. Wij gelooven daarom, dat de groote Schepper der wereld door eene enkele en zelfde oorzaak de vorming en de verspreiding van al de hemellichamen heeft gewrocht, omdat het volgens ons begrip meer eenvoudig is en meer waardig voor de eeuwige Wijsheid, dat alles afhangt van ééne enkele ondergeschikte oorzaak dan van vele; zulks gelooven wij, omdat die eenheid van werking meer overeenkomstig is met hetgeen ons geopenbaard is in het boek der schepping. God schiep in den beginne de stof en deelde aan die stof ééne
wet mede, de beweging, als een beeld van zijn leven, en van die beweging hangen alle krachten der natuur af. God is dus de hoogste en eerste oorzaak, die door ondergeschikte oorzaken werkt en zijn doel bereikt. Deze theorie is door de hypothese van Laplace nader verklaard en
bevestigd. Die geleerde vooronderstelt, dat ons gansohe zonnestelsel in den
beginne eene massa nevelstof was, die zich veel verder uitstrekte dan de grens is, waar wij thans de laatste der planeten zien; door den invloed der attractie had die nevel den vorm aangenomen van een onmeetbaar grooten bol. Die bol kreeg van buiten, zegt Laplace, een stoot, waardoor hij
in beweging kwam van het westen naar het oosten. Wij zeggen: God gaf aan dien ncvelbol de beweging als tweede oorzaak, want door wien anders dan door God kon van buiten die stoot gegeven worden. Uit die oinwcntelingsheweging volgde, dat de polen van dien nevel-
bol werden afgeplat, en dat de evenaar gezwollen werd. Volgens eene mechanische wet, waarop de tweede Keplersche wet gegrond is, volgt, dat naarmate de straal van dien nevelhol door de voortgaande condensatie kleiner werd, de omwentelingssnelheid grooter moest wor- dcu. Door de middelpuntvliedende kracht hoopte zich de nevelstof op aan den evenaar, en toen de middelpuntvliedende kracht grooter werd dan de zwaartekracht, scheidden zich in de streek van deu rcquator zekere ringen af, zooals wij bij Satumus waarnemen, welke ringen in de beweging der hoofdmassa bleven deelen. Omdat die rin- gen niet overal dezelfde dichtheid bezaten, werden zij bij de tocne- mende snelheid verbroken en de verschillende stukkeu. die ieder voor |
|||||
|
4.V.
|
|||||
|
op zich zelve aan de wet der attractie waren gebonden, namen ook den bol-
vorm aan, die opnieuw middelpunten van beweging werden. Op hunne beurt omringden zij zich met ringen, die óf tot op onze dagen zijn blijven bestaan of na gebroken te zijn wachters hebben gevormd, die allen in de oorspronkelijke beweging van het westen naar het oosten deeleu. Die theorie, welke mocielijkheden er tegen ingebracht kunnen wor-
den, en welke niet op te lossen vraagstukken er over gesteld kunnen worden, heeft, men moet liet bekennen, om haren eenvoud hare waarschijnlijkheid. Plateau, hooglecraar aan de Universiteit te Luik, heeft deze hy-
potbese van Laplace door een vernuftig en toch eenvoudig middel zoe- ken te bevestigen. Hij mengde water en alcohol in zulk eene verhouding onder elkander, dat het de dichtheid van olijfolie evenaarde, zoodat een weinig olie in het midden van dat meugsel gebracht in evenwicht hangen bleef. Het eerste wat men opmerkt is, dat de kleine oliemassa door de onderlinge aantrekking der deelen den vorm van een bol aanneemt. AVanneer men nu in dien bol eene spil brengt, voorzien met een kleine schijf, waaraan men eene draaiende beweging geeft, dan deelt zich die beweging langzamerhand aan al de oliedeelcn mede, en men ver- krijgt al de verschijnselen van een vloeibaren wcntelenden bol; men ziet deze dan aan zijne polen eene afplatting, en aan den aequator eene zwelling verkrijgen. Neemt de wentelende snelheid toe, dan wordt de vorm steeds platter aan de polen, en bolt zich eindelijk rondom de bewegingsas uit; eindelijk verlaat een gedeelte dier olie de schijf en toont een regelmatigen ring, zoodat men een stelsel krijgt gelijk aan dat van Saturnus. Soms ziet men dien ring zich in verschil- lende massa\'s verbreken, die elk op zich zelve den bolvorm aannemen. Op bet oogcnblik hunner vorming gehoorzamen zij nog aan eene rota- tiebeweging 0111 hunne as, die altijd gericht is volgens de richting van den ring. Volgens die theorie bestond dus niet alleen de Aarde, maar al de
planeten van ons stelsel bestonden reeds vóór de Zon in haren tegcn- woordigen toestand. Het valt niet moeielijk zich de vorming van ons planetenstelsel voor den geest te brengen. De theorie van Laplace vooronderstelt, dat onze Aarde vroeger deel uitmaakte van eene groote nevelvlek, en dat een gedeelte zich daarvan losmaakte om onze Aarde te vormen; voortgaande zijn er nieuwe gedeelten los ge- 30
|
|||||
|
450
|
|||||
|
worden, welke dienden om andere planeten te vormen, totdat de
zonneatmospheer zoodanig verdikt was, dat zij in haren tegenwoor- digen toestand geraakte. De Zon is dus het overhlijfsel van die eerste gloeiende en gasvormige massa. De sporen van die vorming vinden wij in ons stelsel bij de ringen
van Saturnus en in de sterrenwereld bij de spiraal- en ringvormige nevclvlckken; die massa\'s bestaan ook uit gasaehtige stoffen, en zijn wellicht wordende werelden. \'t Is onmogelijk om eenigzins de omstandigheden aan te duiden, welke
bij de vorming van iedere planeet hebben plaats gehad, maar de wet, die hunnen afstand bepaalt, schijnt op eeue trapsgewijze vorming te doelen. Bladz. 78 schreven wij reeds, dat Ilinrichs een nauw verband vond van de derde Kcplersche wet met de voortgaande condensatie der nevelvlek, volgens de theorie van Laplace. De derde Kcplersche wet echter is een noodzakelijk gevolg van de algemeene zwaartekracht, werkende volgens de massa en in omgekeerde reden van het kwa- draat van den afstand, zoodat de vorming van ons zonnestelsel een eenvoudig gevolg zou wezen van de algemeene gravitatie. Wij zullen hier volgens Secclii de voornaamste eigenaardigheden
van die oorspronkelijke formatie optellen: het grootc aantal planetoïden levert ons reeds het bewijs, dat er een tijdvak van groote perturba- tie heeft bestaan. Wij zien, dat een zeker aantal feiten door de hy- pothese van ecne voortgaande condensatie verklaard worden, zoodat deze tot bevestiging kunnen dienen. 1" Al de planeten buiten den gordel der planetoïden hebben eene
geringe dichtheid, doorgaans minder dan water, terwijl de anderen daarentegen een gewicht bezitten vijfmaal zwaarder dan water. 2" De streek, waarbinnen zich de planetoïden bewegen, is brecder
dan de afstand bedraagt van onze Aarde tot de Zon, en sommigen ouder hen naderen zoo dicht de loopbaan van Mars, dat deze pla- nect eene opvolging aanduidt met de reeks van planetoïden, zoodat de vorming van die planeet zeker grooten invloed lieeft ondergaan door de oorzaak, waardoor de planetoïden zijn ontstaan. 3" Al de planeten buiten dien gordel bezitten een talrijken stoet
van wachters. Onder de overigen heeft alleen onze Aarde één wachter. 4" De massa\'s dier planeten zijn veel grootcr, zoodat de kleinste
onder hen alleen toch nog grootcr is dan al de planeten binnen dien gordel te zamen genomen. Een feit, dat hoofdzakelijk zijne verklaring |
|||||
|
457
|
|||||
|
vindt in de groote uitgestrektheid van de ringmassa, waaruit de pla-
neten zijn ontstaan. 5" De spectroscoop heeft ons geleerd, dat al de planeten buiten den
gordel der planetoïden zeer dichte en uitgestrekte dampkringen bezit- ten, terwijl de planeten binnen dien gordel daarentegen zeer dunne en doorschijnende dampkringen hebben; men gaat dus niet buiten het gebied der feiten, wanneer men aanneemt, dat die buitenplaneten zich zeer nabij een nevelachtigen toestand bevinden. G" De buitenplaneten hebben eene rotatiebeweging, middelbaar twee
en een half maal zoo snel dan de binnen die streek gelegene plane- ten. Zulk een groot verschil zonder eenigen overgang kan niet het werk van het toeval wezen. De hypothese van Laplace verklaart ons dus eene menigte omstan-
digheden, die iunig te zamen zijn verbonden, en welke men op geene andere wijze kan verklaren. Wij zouden het bestek van dit werk verre te buiten gaan, wanneer
wij de moeielijkheden, door de bestrijders tegen die wercldvorming van Laplace ingebracht, opnamen en bespraken, "t Is voor ons doel voldoende die hypothese kortelijk te hebben uiteengezet, en hoewel het eene hypothese blijven zal, is zij geenszins in strijd met de Bijbelsche Geogonie. Zij mag dus worden aangenomen of bestreden. Ten slotte nog een enkel woord over het zoogenaamde S t a b i 1 i-
tcits-probleem, namelijk het onderzoek of de Groote Schepper van hemel en aarde, door de wetten, waardoor Hij die schepping be- stuurt, er ook tevens de kiem in gelegd beeft tot een in den loop der eeuwen noodzakelijk volgenden ondergang. Met andere woorden, wat leert ons de wetenschap over den duur van het wereldstelsel. Vroeger meende men in het zonnestelsel voortgaande veranderingen
en storingen te ontdekken. De seculaire storingen, waarover wij vroe- ger spraken, nam men tot bewijs, dat het heelal zich langzamerhand meer en meer zou ontbinden, en dat de ondergang der wereld een natuurlijk gevolg zou wezen van de in haar werkzaam zijnde wetten. Zelfs de beroemde Euler deelde in die vrees. Maar de nieuwere ont- dekkingen der sterrenkundigen hebben aan het licht gebracht, dat al die storingen eene bepaalde maat en term hebben. Zij vermeerderen en verminderen binnen vastgestelde grenzen. Ons planetenstelsel, zegt de ontslapen Hoogleeraar Kaiser, zal blij-
ven bestaan als een toonbeeld van de volmaaktheid des Scheppers, 30*
|
|||||
|
458
|
|||||
|
totdat het zijne bestemming heeft bereikt. Zulk een uiterst samenge-
stelil, kunstig uurwerk door krachten bestuurd, die nooit verflauwen, door honderde raderen bewogen, die met bewouderingswaardigc vol- koinenlieid in elkander grijpen, en voor geen slijten of verloopen vat- baar zijn; zulk een werk is niet het gewrocht van het toeval, alleen een verstand, dat den laagsten trap van onkunde en verstoinping heeft bereikt, kan zulks aannemen; neen die duurzaamheid van het wereld- stelsel toont ons eene goddelijke hand, die met wijsheid over haar werk waakt, en het bewaren zal ten einde toe, zooals het was in den be- ginne. Zoolang de wereld duurt, sprak God tot Noë, zullen de zaai- en de oogsttijden, de koude en de warmte, de zomer en de winter, de nacht en de dag elkander zonder onderbreking opvolgen. |
|||||
|
TWEEDE BOEK.
|
|||||
|
BEREKENINGEN EN WERKTUIGEN DER STERRENKUNDE.
Wat de sterrenkunde tot wetenschap maakt is vooral de toepassing
der mathematische wetten op de hemclverschijnselen, waardoor het mogelijk is geworden, den terugkeer er van te kunnen berekenen, of wat hetzelfde is, met nauwkeurigheid te kunnen aantoonen wat en wanneer zij hebben plaats gehad. Wat de bewegingen aangaat van de lichamen van ons planetenstelsel, zulks is slechts de oplossing van een meetkunstig vraagstuk, dat, hoewel zeer ingewikkeld toch dien graad van zekerheid en nauwkeurigheid verkrijgt, welke de meetkunde geven kan. De zeer onvolmaakte schets, welke wij in het vorige boek gegeven hebben van de grondwetten der sterrenkunde, zal toch, hopen wij, voldoende zijn om een denkbeeld te geven van de sterrenkunde als wetenschap. Om geheel en al den twijfel weg te nemen, welken sommigen van
onze lezers nog koesteren over de waarde der sterrenkundige bcreke- ningen, zullen wij van eenigen der voornaamste voorbeelden geven. Oningewijden verwonderen zich, dat de sterrenkundigen met zooveel
nauwkeurigheid en zoolang te voren de verschijnselen van zon- en maaneclips voorspellen, en toch wanneer zij goed begrepen hebben, wat de oorzaak dier verschijningen is, zal het hun zeer cenvou- dig toeschijnen verschijnselen te bepalen, welke door de ouden reeds ten ruwste berekend werden; daarom zullen wij over de verduistcrin- gen in eenigc bijzonderheden treden, en na de verklaring der feiten |
|||||
|
400
|
|||||
|
een hoofdstuk wijden aan de berekening der verduisteringen, ten believe
van hen, die, zonder ingewijd te zijn in de hoogere meetkunde, der-
gclijke berekeningen tot hun nut en vermaak willen volbrengen. De oplossing van een tweede vraagstuk, namelijk den afstand van
Zon, Maan en Sterreu, wordt dikwijls met een ongeloovig lachen begroet, en toch is het slechts eene eenvoudige werking van hemel-meetkundc > zeer inoeielijk in de praktijk, maar zeer gemakkelijk om in theorie begrepen te worden. Ik hoop daarvan den lezer te zullen overtuigen. Ten slotte zullen wij eenigc verklaringen geven van de voornaamste
werktuigen , waarvan de sterrenkundige zich bedient om tot zulke schoonc uitkomsten te geraken. |
|||||
|
I.
|
|||||
|
ECLIPSEN.
VERDUISTERINGEN V VN ZON EN MAAN.
§ 1. Algemeens theorie over de eclipsen. — Voorwaarden, waarop eene Zons- of
Maansverduistering mogelijk is. — Waarom geeft iedere maanmaand geene ver- dnisteringen ï — Periode van .Saros. Wanneer de beweging van de Aarde en de Maan die beide liclia-
nicn in een stand brengt, dat de middelpunten van de Aarde en de Maan zich in eene reebtc lijn bevinden met liet middelpunt der Zon, dan beeft er eene verduistering of eclips plaats. Wanneer de Maan (zie plaat LVII1) tusschen de Aarde en de Zon staat, keert zij haar duister halfrond naar de Aarde en onderschept de lichtstralen der Zon, zoodat op Aarde een gedeelte in den schadnwkegel van de Maan is geplaatst; daardoor wordt dan voor die plaatsen de Zon vcr- duisterd, en er is ZONSVERDUISTERING. Maar als de Aarde tusschen Zon en Maan geplaatst is, vangt
onze Aarde de zonnestralen op, en de Maan staat in den schadnw- kegel, welke de Aarde achter zicli werpt; er is dan MAANSVER- DUISTERING. Deze verklaring geldt echter alleen met betrekking tot onze Aarde,
want in die twee opgenoemde omstandigheden is er eene verduistering |
|||||
|
462
|
|||||
|
voor al de drie hemellichamen, hoewel op eene verschillende wijze.
In liet eerste geval, wanneer de Maan tusschen Zon en Aarde
staat, zou voor een waarnemer op de Zon de Maan een gedeelte van de oppervlakte der Aarde bedekken, maar omdat en de Aarde en de Maan door de Zon bestraald worden, zou men dus zich op de Zon bevindende, de beide lichtende schijven van Maan en Aarde elkander zien bedekken, zoodat er geene eigenlijke verduistering plaats heeft; voor iemand, die zich op het naar de aarde gekeerde halfrond der Maan zou bevinden zou er eene aardverduistering plaats hebben, en wel eene achtereenvolgende verduistering van al de streken, waar op Aarde zonsverduistering was. In het tweede geval, wanneer de Aarde zich tusschen Zon en Maan bevindt, zou er voor de Zon eene Maaneclips plaats hebben, en voor het naar ons toegekeerde halfrond der Maan eene Zoneclips. De beschouwing van Plaat LV1II maakt de bovenstaande verklaring overduidelijk. De eclipsen kunnen echter nog op eene andere wijze worden voor-
gesteld en verklaard. De Aarde en de Maan zijn twee bolvormige lichamen, wier ééne
helft immer door de Zon bestraald wordt, terwijl de andere van de Zon afgewend zich in het duister bevindt. Het lichtgevende lichaam, de Zon, is een bol van veel grootere afmetingen dan de Aarde en de Maan; uit die verlichting van het eene halfrond volgt, dat Aarde en Maan hunne schaduw, die zich kegelvormig uitstrekt, achter zich hebben, en wier lengte en breedte afhangt van den afstand van het verlich- tende en van de grootte van het verlicht wordende lichaam. De schaduwkegel omvat in de ruimte al die punten, waar geen en-
kclc directe zonnestraal doordringt, omdat het duistere vaste lichaam van de Aarde of de Maan zulks verhindert. Men noemt die kern- schaduw. In het verlengde van de as van dien kegel, ziet men een gedeelte der Zon en wel in den vorm van een ring, omdat het tusschenbeide geplaatste lichaam het midden der Zon bedekt. Kondom dien schaduwkegel bevindt zich, maar juist in tegenovergestelde richting, een andere, welke men de half schaduw noemt, welke al die punten der ruimte bevat, welke slechts door een gedeelte der Zon bestraald worden, omdat het tusschen geplaatste lichaam een gedeelte der zon- nestralen opvangt; naarmate een punt dier halfschaduw zich dichter bij de kernschaduw bevindt, naar die mate is de schaduw meer duister. De Maan en de Aarde voeren dus hunne kernschaduw en halfschaduw |
|||||
|
I\'I-.WT I.VI
|
|||||
|
SÏKIiKKNWKKI\'l.ll.
|
|||||
|
463
|
|||||
|
met zich mede op hune baan, en wanneer nu een van beide lichamen
in den schaduwkegel van het andere komt, ontstaan de eclipsen. Wanneer wij nu na deze algemeene verklaring PI. LVIII nog eens
beschouwen, zien wij aanstonds, dat eene zonsverduistering alleen kan plaats hebben ten tijde van nieuwe .Maan, en eene maansverduis- tering alleen bij volle Maan; bij de andere standen van onzen wachter kan noch de schaduwkegel van de Maan onze Aarde, noch die van onze Aarde de Maan bereiken, zoodat er in die standen geene ver- duistering plaats kan hebben. Maar daaruit volgt niet, dat er telkens ten tijde van nieuween volle Maan eene zons- en maansverduistering plaats heeft, en de reden daarvan ligt voor de hand. Wanneer de loopbaan der Maan juist in het vlak lag van de loopbaan der Aarde, zou er in iedere maanmaand eene zons- en eene maansverduistering plaats hebben, want dan zouden ten tijde van de conjunctie en de oppositie der Maan de middelpunten van Zon, Aarde en Maan zich in eene rechte lijn bevinden; omdat echter het vlak der maanbaan, zooals wij weten, met het vlak der ecliptica, een hoek maakt van 5" 8\' 39",96, ge- beurt het zeer dikwijls, dat de schaduwkegel der Maan ten tijde van nieuwe Maan boven of onder de Aarde komt, en dus niet in rechte lijn met de Aarde en de Zon; evenzoo is de Maan ten tijde van volle Maan boven of onder de loopbaan der Aarde en dus boven of onder den schaduwkegel, welke de Aarde achter zich werpt, en in beide gevallen is er geene eclips mogelijk. Welke zijn dan de voorwaarden waarop eene zons- of eene maans-
verduistering mogelijk is? Ten eerste, de Maan moet zijn in een van hare syzygiön (nieuwe
of volle Maan), zooals wij hier boven gezien hebben, en ten tweede moet zij zich in een van hare kuooppunteu bevinden of er dicht bij zijn. Tweemaal doorsnijdt de Maan gedurende haren loop om de Aarde de ecliptica, want zij rijst er ongeveer 5 graden boven en daalt er even zooveel onder, die beide snijpunten noemt men de knoopen. Wanneer die knooppunten onveranderlijk op dezelfde plaats der maau- baan lagen zou een van beiden gebeuren, of er zouden eiken niaan- maand twee eclipsen plaats hebben, wanneer de knoopen ten tijde der syzygiën vielen, of er zouden nimmer verduisteringen plaats grijpen, wanneer de knoopen bijv. ten tijde der quadraturen vielen; maar omdat die knooppunten zich elk jaar verplaatsen, zoodat zij in 18 jaar de gansche baan zijn rond geweest, begrijpt men dat er |
|||||
|
4Ü4
|
|||||
|
dan cenc verduistering plaats vindt, wanneer de knoopen ten tijde van
volle of nieuwe Maan vallen. Die sanienvalliug behoeft echter niet nauwkeurig te wezen, want
omdat de schaduwkcgel der Aarde eenc zekere breedte bezit, en op de plaats, waar de maanbaan dien kegel snijdt, ongeveer 1\'\', maalde middellijn der Maan boven en onder het vlak der ecliptica zich uit- strekt, komt de Maan toch in den schaduwkcgel, al valt liet knoop- punt er buiten. De halve middellijn van den schaduwkcgel der Aarde op den afstand der Maan, meet uit het middelpunt der Aarde gezien \'■\', graad, wanneer dus de volle Maan tot op :\' 4 graad het vlak der ecliptica genaderd is, treedt zij reeds in de schaduw. Uit den afstand dus der knooppunten ten tijde van volle of nieuwe Maan kan men besluiten of er eene verduistering zal plaats hebben. Na verloop van 6585 dagen, dat is 18 jaar en 10 of 11 dagen,
welke periode de Babyloniers Saros noemden, komen dus de ver- duisteringen in dezelfde opvolging weder voor, omdat de knoopen dan weder denzelfden stand hebben. Men telt in zulk eene periode 70 eclipsen, waarvan er 2!) der Maan en 41 der zon zijn. De ouden ge- bruikten die periode om de eclipsen te berekenen; omdat die periode echter zoo nauwkeurig niet is, is het niet te verwonderen, dat de berekeningen der ouden gebrekkig waren, en niet te vergelijken zijn met de tegenwoordige hoogst nauwkeurige rekeningsmethode. § 2. Zoneclipsen. — Totale, ringvormige en gedeeltelijke eclipsen.— Lengte vanden
schaduwkcgel. — Zichtbaarheid der eclipsen dezer eeuw. — Centraal-verduis- teringen. — Uitkomsten van de totale zoneclips van 11 Dec. 1871. — Pola- risatie van den Kroon en omgekeerd spectrum. De zoneclipsen onderscheidt men in drie soorten. TOTALE, wan-
neer de duistere maanschijf geheel de schijnbare oppervlakte der Zon bedekt. GEDEELTELIJKE, wanneer slechts een gedeelte der zonnc- schijf door de .Maan bedekt wordt, zoodat de Zon zich sikkelvorniig vertoont, en eindelijk RINGVORMIGE, wanneer de maanschijf kleiner is dan de Zon, zoodat de Maan zich vertoont omgeven door een lich- tenden ring van de Zon, welken zij niet bedekken kan. Omdat de Maan veel kleiner is dan de Zon, begrijpt men ge-
makkelijk , dat de kleinere afstand van de Maan de oorzaak is, dat deze zich voor ons oog schijnbaar even groot en soms grooter dan de Zon vertoont. Omdat de Maan in eenc ellips om de Aarde |
|||||
|
465
|
|||||
|
loopt, is de afstand der Maan soms meer en soms minder, en evenzoo
hare schijnbare afmetingen. Uit dat verschil in afstand volgt, dat de schaduwkegel der Maan
soms de Aarde zal bereiken en soms ook niet. Wanneer de kern- schaduw der Maan de oppervlakte der Aarde bereikt, is er totale zonsverduistering voor al die plaatsen op Aarde, welke in die kern- schaduw komen, en gedeeltelijke verduistering voor al die, welke in de halfschaduw liggen. Maar staat de Maan op het oogenblik van nieuwe Maan zoover van de Aarde, dat zij met haren schaduwkegel de Aarde niet bereikt, dan is er ringvormige zonsverduistering voor al die plaatsen, die in het verlengde van den schaduwkegel liggen, en gedeeltelijke verduistering voor die, welke zich in de halfschaduw bevinden. Om de lengte van den schaduwkegel te kennen is cene eenvoudige
berekening voldoende: men vermenigvuldigt den afstand van het lich- tende voorwerp, met de halve middellijn van het verlicht wordende lichaam, en deelt dan het produkt door de halve middellijn van het lichtende voorwerp, nadat men er den halven middellijn van het ver- lichtwordende lichaam heeft afgetrokken. Voor de kernschadnw der Aarde verkrijgt men dan:
20.000.000 x 800 1ünnnn ..,
--- ~— - = 180,000 geogr. mijlen.
9oooo In het Apogeum staat de Maan 54,050 g. m. van het middelpunt
der Aarde en dus 19,945,350 van de Zon, dan is hare schaduwkegel
gelijk aan
19.945.350 x 248 ri _„. ...
De oppervlakte der Aarde is dan 53,790 g. m. van de Maan verwijderd,
zoodat in dat geval de schaduwkegel der Maan de Aarde niet berei- ken kan, en er dus ecne ringvormige zonsverduistering plaats heeft. Maar valt de nieuwe Maan, wanneer zij in het Perigeum staat, dan is de schaduwkegel gelijk: 19.951.040 X 248 C1 „,,
"96307 = 51\'344 geogr- m,Jlcn-
En den afstand van de oppervlakte der Aarde tot de Maan is dan
ongeveer 49,000 geogr. mijlen, zoodat de schaduwkegel met cene lengte van 51,344 mijlen de Aarde kan bereiken, en op alle plaatsen waar die schaduwkegel de Aarde treft, is er totale zonsverduistering. |
|||||
|
4Üü
|
|||||
|
De voorwaarden voor eene geheele of totale zoneclips zijn dus, dat
de Maan in conjunctie met de Zon moet wezen, met andere woorden liet moet nieuwe Maan zijn. Vervolgens moet de Maan dicht bij een van bare knoopen zijn, en ten laatste de afstand der Aarde en de Maan moet minder zijn dan de lengte van den schaduwkegel der Maan, en wanneer deze laatste voorwaarde niet vervuld wordt, beeft er eene ringvormige zonsverduistering plaats. Bij de vooruit berekende eclipsen vindt men soms de bijvoeging
"voor ons onzichtbaar", want eene eclips kan plaats hebben zon- der dat zij op alle plaatsen der Aarde gezien wordt. Dat is duidelijk te begrijpen, ten eerste voor die plaatsen waar het
nacht is op het oogenblik dat de zonsverduistering plaats heeft, maar het kan ook plaats hebben al staat de Zon reeds boven den horizon. Men kan dit op verschillende wijzen duidelijk maken. De Maan
heeft eene middellijn ongeveer viermaal kleiner dan die van onze Aarde , en daarom is de schaduwkegel van de Maan zelfs op zijne grootste breedte toch veel te smal om de gansche Aarde te omvatten, maar de punt van dien schaduwkegel, welke de Aarde treft, heeft op die hoogte eene breedte van ongeveer 2ó mijlen; eene totale eclips der Zon kan dus gelijktijdig niet worden waargenomen dan binnen een kring, wiens middellijn 25 mijlen groot is \'. Maar omdat gedurende de verduistering de Aarde wentelt en de Maan zich voortbeweegt, loopt de schaduw over eene groote streek der Aarde, en beschrijft er eene breede duistere schaduwstreep. Dezelfde verklaring geldt ook voor de halfschaduw. Naarmate dus
de plaatsen op Aarde gelegen zijn met betrekking tot Zon en Maan, kan de Zon of geheel verduisterd wezen voor die plaatsen of gedecl- telijk, of zelfs kan er slechts een enkele aanraking der beide sehij- ven plaats hebben. De sterrenkundige theoriën van de Maan en de aardbewegingen zijn
tegenwoordig zoo volmaakt, dat de eclipsen jaren te voren met juiste opgave van tijd, duur, plaats en grootte worden opgegeven. Tot voorbeeld geven wij in Plaat LIX eene kaart, waarop den loop
der kernschaduw is aangegeven gedurende de totale zoneclips van den 1 WJj nemen hier het middelbaar getal vim 26 mijlen; de breedte echter van den
schaduwkegel, welke de Aarde treft, kan grooter en ook kleiner wezen, dit hangt af van den afstand, waarop de Maan zich van de Aarde bevindt. In liet 1\'erigeum is die schaduwkegel dus het breedste. |
|||||
|
DE STERRE3WERELD.
|
PLAAT I.IX
|
||||
|
4<;t
|
|||||
|
16*™ April 1874. De in den vorm van eene 8 getrokken lijn geeft
de plaatsen aan, waar de eclips begint of eindigt, hetzij bij zonsop- gang of ondergang. De lijn in bet midden toont de plaatsen aan, waar men slechts de helft der eclips kan waarnemen, omdat voor die plaat- gen de eclips half is als de Zon op- of wel ondergaat. De dikkere lijn toont die plaatsen, waar de eclips centraal is, dat
willen zeggen, waar het midden van den op Aarde geworpen schaduw- kegel de Aarde treft; naarmate men zich meer van die lijn verwij- dert wordt de eclips kleiner, zoodat de plaatsen gelegen onder de lijn, welke de einden van de tignnr verbindt, slechts eene enkele aan- raking der beide schijven kunnen waarnemen. De duur van eene totale zoneclips is zeer verschillend, op onze breedte is :
De grootste duur cener totale zonsverduistering .... 3" 2(>\'" 30"*.
De grootste duur eener ringvormige zonsverduistering (.i\'" 54s\'-\'-.
De grootste duur van totale duisternis......... (\'>»> 8**°.
De totale zoneclips van den lü(U" April 1874 begint \'s morgens om
11 ure, 48 min., 2 sec, en wel op 70° 10\' westerlcngte van Green - wich en 58° 32\' zuiderbreedte, dus ten zuiden van Zuid-Anierika. Het einde er van is \'s middags ten 4 ure, 13 min., 1 sec., op 2;YJ 32\' oosterlengte en 6° 11 \'zuiderbreedte, in de binnenlanden van Zuid-Afrika. De zonsverduisteringen, in deze eeuw voor ons werelddeel zicht-
baar, zijn de volgenden: 1. 1873. Mei 2(3. In de Noordpoolstreken vooral zichtbaar, op onze
breedte eene geringe verduistering, ongeveer \'/j der zonne-middellijn; het begin omstreeks 8 ure des morgens. 2. 1874. October 10. In het noord-oostelijk gedeelte van Rusland
vertoont zich die verduistering liet grootst en wel ringvormig, terwijl op onze breedte de eclips iets meer dan \'.. bedraagt; het begin \'s morgens 9 ure. 3. 1880. üec. 31. In de Noordpoolstreken zichtbaar, hoewel van
geringe grootte, op onze breedte zeer geringe verduistering; het begin na den middag omstreeks 2 ure. 4. 1882. Mei 17. Eene totale zonsverduistering voor Afrika en Azië,
want de kernschaduw loopt in eene breedte van 30 mijlen uit de binnenlanden van Opper-Guinea noord-oostelijk naar Suez en zoo tot Nanking. In Europa is de verduistering gering. In de zuidelijke stre- ken van Europa bedraagt zij de helft, maar op onze breedte nau welijks \' \' gedeelte van de iniddellijn der Zon. |
|||||
|
468
|
|||||
|
5. 1887. Aug. 19. De eenigc totale zonsverduistering in deze eeuw
in Europa zichtbaar. In liet noord-oostelijk gedeelte van Pruissen; de kernschaduw loopt in eene breedte van ongeveer 30 mijlen van Maag- denburg, waar het begin is over iterlijn, Moseon, Tobolsk en van daar zuidoostelijk over Zuid-Siberië en Chineesch Tartarije, op onze lengte zeer gering. G. 1890. Juni 17. Eene ringvormige zonsverduistering in ganseh
Europa zichtbaar, maar slechts als eene gedeeltelijke eclips, want de kern- schaduw loopt in het verlengde gedeelte uit de Atl. Oceaan, waar zij begint door Afrika bij Kaap Paliues, naar het noordoosten bij het eiland Candia, zoo door Azië, en eindigt ten zuidwesten van Caiiton in zee, op onze breedte is de Zon ongeveer de helft verduisterd: het begin des morgens ongeveer 9 ure. 7. 1891. Juni U. In de meeste streken van Europa gering, maar
toch voor bijna alle plaatsen zichtbaar, met uitnanic van een groot gedeelte van Spanje. 8. 1896. Aug. 9. Eene voor de noordelijke streken totale zonsver-
duistering, die op onze breedte hoewel niet totaal toch zeer aanzienlijk is, 3/, deel der Zon wordt verduisterd. 9. 1899. Juni S. Aan de Noordpoolstreken bij Amerika is de eclips
het grootst, op onze breedte zeer gering, nauwelijks \',,„ gedeelte. 10. 1900. .Mei 28. Eene ringvormige zonsverduistering. De kern-
schaduw loopt van de Westkust van Mexico over den Oceaan naar Spanje, over de Middelt. Zee naar Algiers en eindigt in het Zuiden van Egypte bij de watervallen van den Nijl, dus alleen in een ge- dcelte van Spanje is de verduistering ringvorming, hoewel op onze breedte toch ook aauzienlijk, ongeveer de helft der zonneschijf wordt verduisterd; het begin na den middag omstreeks .\'} ure. In den loop van 18 jaren hebben er 41 zoneclipsen plaats, en van
dat getal zijn er 28 centraal; dat wil zeggen, dat voor bepaalde plaat- sen op onze Aarde de middelpunten dier drie hemellichamen zich in ééne lijn bevinden, zoodat dat 28tal óf totale öf ringvormige verduiste- ringen zijn, naardat de afstand der Maan van onze Aarde is. Wij treden niet in eene natuurkundige beschouwing van de vele en
eigenaardige verschijnselen, welke eene totale zoneclips oplevert; alleen willen wij hier de uitkomsten vernielden door de laatste totale zoneclips van 1871 verkregen, voor zoover zij betrekking hebben o]) hetgene wij in het begin van dit werk over de Zon schreven. |
|||||
|
4G9
|
|||||
|
Op den ll,le" Deo. 1871 was de stand van de middelpunten van
Zon, Maan en Aarde zoodanig, dat de top van den schadunkegel der Maan, onze Aarde trof in Britsch-Indië en voortliep over onze Oost- Indische bezittingen, het noordelijk gedeelte van Australië en cin- digde in den stillen Oceaan op ongeveer 170 graden. De verwachting der geleerden was hoog gespannen, vooral om over
de zonneatmospheer tot meerdere zekerheid te geraken. Herinneren wij ons in het kort, wat wij vroeger over de Zon schreven ;
wij beschouwden haar als eene massa van zeer hoogc temperatuur; door de verkoeling, waaraan de buitenste laag onderworpen is, verliest zij daar haar gasachtigeu toestand en daardoor vormt zich eene laag gecon- denseerde gloeiende dampen, welke wij de photospheer (lichtgordcl) der Zon noemen. Die photospheer wordt omgeven door eene laag door- schijnende dampen, de zonneatmospheer, terwijl men die gedeelten, welke zich liet dichtst bij de photospheer bevinden en dus eene hoogere tem- peratuur hebben dan de meer verwijderde doelen, met den naam van chromospheer (van het gricksche chroma oppervlakte) bestempelt; toen reeds namen wij aan, dat hoofdzakelijk waterstofgas, het bestand- deel van dien zonncdampkring was. Daarop nu was de aandacht der geleerden gevestigd, want als de
Maan de zonneschijf bedekt, vertoont zich die dampkring in den vorm van eene lichtkroon, de duistere schijt der Maan omgevende; men noemt die ook Kroon, Corona, en kan die het beste vergelijken met de glorie, waarmede men de heiligen beelden omgeeft (Zie PI. X.) lïij sommige eclipsen nam men echter afwijkingen in dien vorm waar, daar de kroon niet overal dezelfde breedte had, en ook de stralen niet altijd loodrecht op den rand der Maan vielen. Men kan ook die uitschietende stralen niet volgen tot aan de Maan, maar zij verliezen zich in een glanzenden lichtring, welke in eene breedte van ongeveer 3 minuten of \'/i0 van de middellijn der Maan, den duisteren maauraud omgeeft. Over het licht van die kroon had men nog geene geheel overeen-
stemmende uitkomsten verkregen; Arago bijv. had met behulp van den Polariscoop (zie bladz. 2(54) gevonden, dat zij gepolariseerd licht bezat, maar andere waarnemers kwamen tot eene geheel tegenover- gestelde uitkomst. Over die lichtkroon had men drie verschillende hypothesen gesteld;
men nam aan, dat die lichtglans zijn oorsprong had in den dampkring, |
|||||
|
47(1
|
|||||
|
welke de Zon omgaf, een tweede hypothese wilde de oorzaak van
dien lichtplans zoeken in de buiging der lichtstralen om den rand der Maan, en de derde gissing wilde de kroon uitleggen door de refractie in onzen dampkring. De beide laatste hypothesen worden algemeen verworpen en de eerste
aangenomen, maar bij vroegere eclipsen en ook nu bij de verduistering van 1871 hebben de verschillende waarnemers bevonden, dat het licht van de kroon gepolariseerd was; daaruit kan men echter het besluit niet trekken, dat de kroon geen eigen licht bezit, want Tvndall heeft aangetoond, dat als het licht door eene opeenhooping van uiterst fijne deelen rechthoekig teruggekaatst wordt, het dan in een bepaald vlak sterke polarisatie vertoont. Daardoor is men langzamerhand de meening toegedaan geworden,
dat het licht van de kroon van gemengden oorsprong is, en veroor- zaakt wordt door de terugkaatsing der zonnestralen en door de glooiing van het gas, dat zich inde chromospheer bevindt; daarmede nu stern- men de waarnemingen op den lln Dec. overeen, want men kwam tut de overtuiging dat, naarmate men deelen waarnam, verder van de zonneschijf verwijderd men sterkere polarisatie opmerkte. Eene tweede waarneming gold het zoogenaamde omgekeerd
spectrum: vroeger hebben wij de oorzaak aangegeven van de zwarte absorbtie-strepen, welke wij in het zonnespectrum waarnemen; (bladz. f).\') en 398) wanneer de aangegevene oorzaak waar is, dat er zich tus- schen de photospheer en ons oog eene laag absorbeerende dampen bevindt, waardoor de schitterende strepen van het spectrum donker worden, of met andere woorden, dat het sterkere licht der photospheer de heldere strepen van het spectrum der chromospheer omkeert of donker maakt, dan zou bij eene totale zonsverduistering, wanneer de photospheer door de maanschijf bedekt is, het spectrum der chromospheer schit- terende strepen moeten vertoouen, en de waarnemers moesten onder hunne oogen die omkeering zien plaats grijpen. Welnu ook dit heeft zich bevestigd. Maclear en Lockijer getuigen,
dat het spectrum van de kroon schitterende strepen vertoonde, die schitterender werden, naarmate het oogenblik der totale verduistering naderde; in de oogenblikken der totale eclips had de kroon te zwak licht, om er een spectrum van te kunnen waarnemen; ook geeft Pringle getuigenis van schitterende strepen, welke hij in het spectrum van de kroon waarnam. Respighi alleen komt daarmede niet overeen, |
|||||
|
471
|
|||||||
|
wij nemen letterlijk zijne woorden over: "om de omkeering der strepen
van het spectrum waar te nemen, vestigde ik den blik op dat gedeelte van de kroon, waar het tweede aanrakingspunt zou plaats hebben, dat is het punt waar de laatste zonnestraal bedekt zou worden; dertig seconden voor de totale verduistering was liet licht reeds zoodanig afgenomen, dat men het spectrum met het bloote oog kon waarnemen; op dat oogenblik vertoonden de zwarte strepen van het zonnespee- trum, die evenwijdig met den rand der zonneschijf gebogen waren zich zeer duidelijk, maar weinige seconden voor de totale verduistering verdwenen zij, en het spectrum werd onafgebroken, zonder eenige omkeering in de strepen te tooncn, hoewel ik het verschijnsel met groote oplettendheid waarnam. Ik ontken echter, zoo laat hij er op volgen, de omkecring der strepen niet, want het is niet onmoge- lijk, dat cene dunne nevellaag of het in den dampkring verspreide licht de oorzaak is geweest, dat ik de schitterende strepen niet heb kunnen waarnemen."\' |
|||||||
|
§ 3. Maaneclipsen. — Vereehil met zoneclipsen. — Totale en gedeeltelijke ver-
duisteringen. — Zichtbaarheid der verduisterde maanschjjf. — Geregelde terug- keer. — Sterrenhedekkingen. De maancclipsen kunnen evenals de verduisteringen der Zon ge-
dceltelijk of totaal zijn, maar nimmer ringvormig, omdat, zelfs bij den grootsten afstand van onzen wachter, de schaduwkegel der Aarde toch veel langer is, en dus de Maan moet raken. De schaduwkegel, welke onze Aarde achter zich werpt, is 187.000 geogr. mijlen lang, en de grootste afstand der Maan in haar apogeiun is slechts 54.050 mijlen. Een tweede hoofdrerschil tusschen cene zon- en eene maaneclips
is het volgende. Eene zoneclips is slechts voor eenige plaatsen op de Aarde, maar cene maaneclips is op alle plaatsen zichtbaar, waar de Maan boven den horizon rijst; eene zonsverduistering heeft ach- tereenvolgens voor die streken plaats, langs welke de schaduwkegel der Maan heen loopt, maar bij eene maansverduistering wordt die overal op hetzelfde oogenblik waargenomen, hoewel niet op hetzelfde uur, omdat dit, zooals wij weten, volgens de meridiaanlengte verschilt. De oorzaak van dit verschil is gemakkelijk te begrijpen ; bij cene
31
|
|||||||
|
472
|
|||||
|
zoneclips wordt de zonneschijf niet verduisterd, maaralleen verborgen
achter de schijt" der Maan, zoodat het tusschenschuiven der Maan ver- schilt volgens den stand van den waarnemer; maar eene maansver- duistering is eene ware verduistering, een verlies van lielit, door de schaduw der Aarde, en daarom is zulk eene verduistering overal zicht- baar, waar men de Maan zien kan. Wanneer de Maan midden door den seliaduwkegel der Aarde gaat,
is de verduistering totaal; daartoe is het echter niet noodig, dat de verduistering centraal is, wanneer de Maan slechts in genoegzame breedte door de schaduw der Aarde heentrekt; maar i.s de knoop der Maan, waar zij onder of boven de ecliptica rijst, te ver van den scha- duwkegcl der Aarde verwijderd, dan zal zij zich slechts gedeeltelijk in die schaduw dompelen, en is de eclips eene gedeeltelijke. De berekening leert ons het volgende :
Eene totale maansverduistering moet plaats hebben, wanneer de
volle Maan .\'>" .\'}<>\' van een harer knoopen valt, en kan nog plaats hebben, wanneer de afstand der knoopen -zelfs 7" 19\' bedraagt. Eene gedeeltelijke maansverduistering moet plaats hebben, wanneer de knoopenafstand tot 7" 47 bedraagt, en kan nog gebeuren, wanneer die afstand 13" 21 bedraagt. Vóór bet oogenblik der maansverduistering, ziet men duidelijk aan
het verzwakkende maanlicht, dat de Maan in de halfschaduw der Aarde treedt. Wanneer de gansche Maan verduisterd is, gebeurt het echter
zelden, dat zij geheel onzichtbaar wordt, want de zonnestralen, die op onzen dampkring schieten en breken, geven haar eene roodach- tige tint. Mij de eclipsen van 1006, 1GG8 en 1750 vindt men eene omstan-
dighcid vermeld, die wonderspreukig klinkt, en met de vroegere ver- klaring der eclipsen in strijd schijnt te zijn. Toen vertoonden Zon en Maan zich tegelijk hoven den horizon. Daaruit zou volgen, dat Zon Maan en Aarde zich toen niet in eene rechte lijn bevonden , wat toch een noodzakelijk vereischte voor eene eclips is. Die verschijning werd echter veroorzaakt door de refractie van onzen dampkring; de Zon en de Maan waren beiden in werkelijkheid reeds onder den horizon, maar door de straalbreking vertoonden zij er zich schijnbaar nog boven. De schijnbare grootte eener verduistering bepaalt men volgens eene
aangenomen maat. Men verdeelt de middellijn der zon- of inaanschijf |
|||||
|
473
|
|||||
|
in 12 gelijke doelen, welke men duimen noemt, en daarnaar bepaalt
men hoeveel duimen de verduistering groot is. ledere duim verdeelt men in 00 minuten. Nog een enkel woord over hunne periodieke verschijning, de oor-
zaak daarvan is de volgende. De middelbare tusscbentijd van de eene nieuwe Maan tot de andere, of met andere woorden de synodische maand bedraagt 29 dag. 12 u. 45 min. 2 sec., zoodat een zonnejaar 12 synodische maanden -f- 11 dagen bevat. Wanneer de stand van de maanbaan dezelfde bleef\', zou in het volgende jaar eene be- paalde zonsverduistering juist 11 dagen vroeger plaats hebben, maar de knoopen der maanbaan veranderen en wel in de richting der Zon, zoodat deze geen vol jaar noodig heeft om bij denzelfden knoop der maanbaan te komen, maar daarvoor slechts 346,/5 dag gebruikt. Wan- neer er dus opnieuw eene maansverduistering plaats kan hebben in dezelfde omstandigheden, is het noodig dat de Zon denzelfden stand hebbe met betrekking tot de knoopen der Maan. Na eene tus- schenruimte van 3463/5 dag, komt de Zon weder bij denzelfden knoop, opdat echter de stand van Zon en Maan dezelfde zij als vroe- ger, is het noodig dat er eene periode verloopt, die gelijk staat met een meervoud van 340! - dag. De ouden kenden die periode reeds onder den naam van Saros, want 223 synodische maanden zijn gelijk aan 6585J/5 dagen en 19 maal 340\'. is ook gelijk aan 0585% dagen; omdat nu 6585!/5 dag. juist 18 jaar en 11 dagen zijn, herhalen de eclipsen zich na verloop van die periode in dezelfde volg- orde. Die berekening is echter maar eene benadering, want de sterreu-
kundigen gebruiken, zooals wij in liet volgende hoofdstuk zullen aan- toonen, eene veel nauwkeuriger bepaling en berekening. Gemakkelijk begrijpt men, dat de Maan door haren loop langs den
sterrenhemel nog eene andere soort van verduisteringen veroorzaakt, namelijk die der sterren en planeten, waaraan men den naam geeft van occultatiën of bedekkingen. Wij spraken er reeds over op bladz. 171, toen wij daaruit een bewijs zochten, dat de Maan geen dampkring bezit. Zulke bedekkingen worden met dezelfde nauwkeurigheid als de
eclipsen berekend, en daar zij menigvuldig voorkomen zijn de tafels dier sterrenbedekkingen van groot nut voor de zeevaart. Omdat de 31*
|
|||||
|
474
|
|||||||
|
Maan in vergelijking met de sterren zeer dicht bij onze Aarde is,
volgt daaruit, dat die bedekkingen voor de verschillende streken der Aarde ook in tijd verschillen. De sterrenhemel is dus voor den zee- varende eene wijzerplaat, en de Maan is de wijzer, die voor alle punten der Aarde met juistheid het uur aangeeft. |
|||||||
|
§ Uerekening der Maansverduistering van 4 Nov. 1873. — Elementen-richting der
Mnanhaan. — Midden, begin en einde der verduistering-streken der Aarde. — Waar zichtbaar. — Tafel ter beproeving van historische verduisteringen. De berekening eener maansverduistering is betrekkelijk eenvoudig,
wanneer men de daartoe noodige elementen aan de vooruitherekende maantafels ontleent: de beginselen der gewone driehoeksmeting en de hulp eener sinustafel zijn daarvoor voldoende. Voor hen, die genoegen hebben in dergelijke berekening, kiezen wij tot voorbeeld de totale maansverduistering, welke den 4,lc" Nov. 1873 zal plaats hebben, en die hoewel voor ons niet in haar gclieele beloop zichtbaar, toch gedeelte- lijk is waar te nemen. AVij nemen de berekening volgens onze breedte. ELEMENTEN DEK MAAXSVEKDUISTEKIXG :
Volle Maan...............4 Nov. 4" 6m 8,2sir.
Lengte der Maan................ 42° 29\' 14",3
Uurbeweging der Maan in lengte....... 30 12"
Uurbeweging der Zon in lengte........ 2\' 30",4
Breedte der Maan............... — 13\' 32",;\')
Uurbeweging der Maan in breedte...... 3\' 20",8
Parallaxe der Maan.............. 57\' 20"
Parallaxe der Zon.............. 8",8
Halve middell. der Maan........... 15\' 38",9
Halve middellijn der Zon........... 15\' 4K",!>
Om de grootte van den schaduwkegel te vinden op het punt waar
de Maan dien kegel snijdt, telt men de parallaxe van Zon en Maan bij elkander en trekt er de halve iniddellijn der Zon af, dus 57\' 20" 8\',8 — 15\' 4S",<) — 41\' 39",9, dit is de halve middellijn van den schaduwkegel der Aarde op het punt, waar de Maan dien kegel snijdt\'. 1 Omdat de dampkring der Aarde den schaduwkegel iets vergroot, nemen som-
|
|||||||
|
475
|
||||||||
|
CA is dus = 41\' 39",9, A II 15 G is de omtrek van dien kegel en
B A is de ecliptica. Wanneer men nu op de door C loodrecht getrokken lijn de breedte
van de Maan toekent ten tijde van volle Maan, dan toont N ons het punt, waar zij zich bevindt op het oogenblik vau volle Maan, en dan is C N gelijk aan 13\' .\'52",5. Omdat de breedte der Maan ten tijde van volle Maan nog ten zuiden van de ecliptica is, neemt men N onder de lijn BA; was de breedte der Maan noordelijk dan zou |
||||||||
|
Fig. -9. Loop der Maan in den Bcbaduwkegel der Aarde.
|
||||||||
|
men het punt N op de lijn 11 C moeten stellen. Om dat punt te plaat-
sen verdeelt men de straal in 41 deelen en plaatst N op het 13d€ deel. Om nu den loop van de Maan K L te teckenen gaat men op de volgende wijze te werk. Men trekke de uurbeweging der Zon in lengte (2\' 30",4) van de zelfde uurbeweging der Maan (36\' l\'2") en deele dan door dit overschot (33\' 41",5) de uurbeweging der Maan in breedte, (.\'$\' 20",8) dan verkrijgt men 0,09933, dit nu is de tangens van een hoek groot 5° 40\', en dit is de betrekkelijke hoek \', welke mige sterrenkundigen er evenveel seconden bü als de halve middellijn minuten telt.
Lalande wil, dat men er steeds 1\' 40" bjjvoege, zoodat in ons voorbeeld de halve iniddellijn zijn zoude 43\' 19". 1 De hier opgegeven hoek is grooter dan de eigenlijke hoek, welke de maanbaan
met de ecliptica maakt, de reden daarvan is, dat de hoek in plaats van zich uit te strekken op de geheele beweging der Maan, alleen betrekking heelt op het verschil van de bewegingen van Zon en Maan. |
||||||||
|
47G
|
|||||
|
de maanbaan niet de ecliptica maakt; omdat de beweging der Maan
naar het noorden is, wordt nu onder een hoek van 5° 40\' de baan KL gelegd, die aan de linkerhand de ecliptica moet snijden. Wanneer men nu uit C cene loodliju op de baan der Maan K L
trekt, dan is het punt F het dichtst bij het centrum van den schaduw- kegel, en als de Maan op dat punt is, heeft zij het midden der ver- duistering bereikt. Om nu de lengte te meten van FN ga men dus te werk, gemak-
kclijk vindt men dat de hoek N C F gelijk is aan den lielliugshoek der maanbaan 5° 40\', en dan leert ecue eenvoudige berekening ons de waarde kennen van N F en C F. N F = N C x sin 5° 40 = 13\' 32",5 X 0,09874 = 80",2.
C F = N C x cos 5" 40 = 13 32",5 x 0,99509 = 808",9. Om nu de unrbeweging der Maan met betrekking tot het middel-
punt van den schaduwkegel te berekenen, deele men de uurbeweging der Maan nadat men er als boven de uurbeweging der Zon heeft afgetrokken 36\' 12" - 2\' 30",4 — 33\' 41",5 door den cosinus van de helling der maanbaan dus met 0,99569 en dan verkrijgt men 33\'50",2, dit nu legt de Maan in een uur af, en dus in ééuc seconde 0,56". Wanneer nu de lengte van XF, zooals wij hierboven zagen, gelijk
is aan 80"2, dan heeft de Maan noodig om van N naar F te loopen 2 min. 23 seconden. Wij kennen het oogenblik, waarop de Maan in N staat, dus 2m 23,M. later om 4" «\'" 31s,2 heeft de verduistering het midden bereikt. Hoe laat valt nu het begin der verduistering?
Wanneer het middelpunt der Maan in P staat, raakt haren om-
trek den schaduwkegel in E, en op dat oogenblik begint de ver- dnistering. Om dus te weten hoe laat de Maan in P staat, moet berekend worden hoc lang P F is om daaruit den tijd te kennen, welken zij noodig heeft om dat gedeelte te doorloopen. C F is be- kend = 808",9, evenzoo is CP bekend gelijk aan de halve middel- lijn van den schaduwkegel en de halve middellijn der Maan, dus 41\' 39 ,9 15 38 ,9 = 57 18",8. Hieruit nu berekent met den hoek F C P, want als men C F door C P deelt, vindt men den cos. van dien hoek namelijk 0,23523, dit nu is de cos. van een hoek van 76° 36\'. Wanneer men nu met den sinus van dien hoek de lengte van C P vermenigvuldigt vindt men de gezochte lengte van P F = 3345". Haar nu de Maan, zooals wij hier boven zagen, iedere seconde 0,50" |
|||||
|
477
|
|||||||
|
doorloopt heeft zij noodig om van 1\' tot F. te loopen 1 uur 39 min. .">.\') sec.
In 1\' dus staat de Maan zooveel vroeger dan in F, en dus om 2
uur 28 min. 58 sec.; op dat tijdstip begint alzoo de verduistering. Denzelfden tijd, welken de Maan gebruikt om van P naar F te loopen, heeft zij ook noodig om zich van F naar II te bewegen, waar het einde der verduistering plaats vindt, en dus om 5 ure 48 min. 4 seconden. Omdat de Maan den 4dL" Nov. om 4" 45"\' eerst boven onzen hori-
zon rijst en dus opgaat, kunnen wij noch het begin, noch het mid- den waarnemen, zij rijst echter nog geheel verduisterd boven de kim. Om de gedeelten der Aarde te bepalen, waar de verduistering zicht-
baar is, gebruikt men cene aardglobe en gaat praktisch aldus tewerk. "Wij hebben in ons voorbeeld van 4 Nov. 1873 het begin der ver-
dnistering voor onze breedte berekend op 2 "• 28 m- 58 sec. het niid- den 4 >\'• 8 ">• 31 sec. en het einde 5 «■ 48 «». 4sec. Omdat de Maan ten tijde van het midden harer verduistering op 15° 25\' noordel. declinatie staat, stelt men de pool der globe 15" 25\' boven den rand, welke den horizon verbeeldt, en nu brengt men Leiden in den ondersten meridiaan, dan stelt de bovenhelft der globe de nachtzijde en de onder- helft de dagzijde der Aarde voor. Nu zet men den wijzer op 28 u. 2 m-, het begin der verduistering,
en draait de globe links, dat is volgens de wenteling der Aarde naar het oosten, en wel zoo ver totdat de wijzer op 12 ure staat, dan zal men bevinden, dat Leiden zich nog onder den rand van den horizon bevindt, en dat dus de maansverduistering bij haar begin daar niet zichtbaar is, want de Maan staat in het zenitb van graad 157 \') het begin is dus zichtbaar van af graad 07 tot graad 247 en dus niet in Europa maar in Azië. De westkant van Azië ziet de Maan opgaan, terwijl de oostkant haar ziet ondergaan; op het oogenblik, dat de ver- duistering begint staat de Maan in den Oostindischen Archipel in het zenitb. Om te weten waar het midden der verduistering zichtbaar is, gaat
men op dezelfde wijze te werk, en stelt den wijzer, wanneer Leiden zich in den ondersten meridiaan bevindt, op 4 u- 8 n». 31 sec. en wen- telt opnieuw de globe totdat de wijzer het uur van 12 heeft bereikt, en dan bevindt men dat Leiden zich nog onder den horizon bevindt, |
|||||||
|
1 Wj) vooronderstellen, dat men eene globe gebruikt ingedeeld volgens den meridiaan
van Greenwich. |
|||||||
|
478
en dat (lus liet midden der verduistering voor ons nog niet zichtbaar
is, maar in oostelijk Pruissen, Rusland en in bijna geheel Azië. liet einde is echter voor ons waar te nemen, want als men de
globe stelt als boven en den wijzer op 5 u. 48 min. plaatst, zien wij dat het laatste aanrakingspunt II. (zie vorige lig.), nog in Ierland en op de grenzen van Portugal is waar te nemen. De zons- en maansverduisteringen speelden in de hooge oudheid eene
gewichtige rol, daar men groote gebeurtenissen met die verschijningen in de natuur in betrekking bracht, zoodat wij daardoor het middel hebben om de chronologische rekening vast te stellen, van die gebcur- tenissen, welke niet zon- of maan-eclipsen te zaaien vielen, want de tegenwoordige tafels der zon- en maan beweging zijn zoo naauwkeu- rig, dat zij ons veroorloven met groote zekerheid eene teruggaande berekening te maken, en daardoor den onbepaald aangegeven datum eener gebeurtenis door den tijd van de eclips te kunnen vast- stellen. Hieronder geven wij eene tafel, waardoor het volgens Nürnberger
mogelijk is de historische opgaven eener maans- of zonsverduistering te toetsen. |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Tafel dkk Vkrduisteiungkn.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
479
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Tafel der Verduisteringen.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
De samenstelling en het gebruik van deze tafel is zeer eenvoudig.
N beteekent den afstand van de Zon tot een van de knoopen der Manu, uitgedrukt in duizendste gedeelten van de gansebe ecliptica. Wanneer men 300° in 1000 gelijke deeleu deelt, staat bijv. de Zon op den l™ Jan. 1873 110 zulke dcelen van den naasten knoop verwijderd. In de kolommen voor de dagen, maanden en eeuwen be- tcekeut X de veranderingen, welke in dat tijdsverloop in den afstand der knooppunten hebben plaats geliad. Wanneer men nu voor een bepaald tijdstip de opgaven onder N van
de dagen, maanden en eeuwen bij elkander telt, en de duizendtal- len wegneemt, dan trekt men liet overschot van 500 af, of zoo dit grootcr is, neemt men 5O0 daarvan af, en zoo er dan een getal overblijft a. voor z o n 8 v e r d u i s t e r i n g e n
tussehen o en 38 dan is de verduistering zeker. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
480
|
|||||||||||||
|
tusschen .\'5!) en 53 dan is de verduistering twijfelachtig.
„ 54 „ 500 „ „ „ „ onmogelijk. b. voor maansverduisteringen
tnsschen O en 25 dan is de verduistering zeker.
„ 26 „ 35 „ „ „ „ twijfelachtig.
„ 36 „ 500 „ „ „ „ onmogelijk.
Een paar voorbeelden zal het gebruik dezer tafel duidelijk maken.
De kerkelijke geschiedenis verhaalt ons, dat in het jaar 304 op den 31c» Aug. de II. Sulpieius te Rome om zijn geloof gemarteld werd, en dat op dat oogcublik de Maan verduisterde; nu leert onsdeboven- Btaande tafel het volgende: De knoopafstaud voor 1804.......399
veranderingen in lüOO..........410
Augustus.................t\'>14
31 dagen................. 86
som der N. na vermindering met 100Ö 509
daarvan afgetrokken 500 i)
zoodat de verduistering op dien dag zeker plaats bad. Men heeft vooruit berekend, dat (zie § 2) in 1890 den 17™ Juni eene ring-
vormige zousverduistering zal plaats hebben, wat leert ons hiervan de tafel. De knoopafstand voor 1890....... 23 » n n J"ni.......439
„ „ „17 dagen . . . ■ 46
508
|
|||||||||||||
|
hiervan af
|
\'6\'
|
trokken 500
|
|||||||||||
|
blijft 8"
|
|||||||||||||
|
Zoodat de verduistering zeker is.
|
|||||||||||||
|
§ 5. Verduisteringen der wachten van .lupiter. — Immersie en emersie. — Ver-
berging achter de .lupitcrsehjjf. — Snelheid van het licht. — Berekening van de hoogte der Maanbergen. — Jupiter, de grootste planeet van ons stelsel, wordt op zijne baan rondom
de Zon vergezeld door een viertal manen of wachters, die in bepaalde perioden hun loop om die planeet volbrengen, zooals onze Maan om |
|||||||||||||
|
in-: sïKi;i:i:.N\\VKi«i:i.i)
|
||||||
|
!\'l. \\ V
|
||||||
|
Sticllwul ili\'S lirlits lnTolfi-nil uil Ie ci\'Iiiisi-ii ■!•-■- .luiiiti\'i\'-w.irlilc r:
|
||||||
|
481
|
|||||
|
de Aarde; bladz. 210 en volg. hebben wij dat stelsel van wachters in
zijne bijzonderheden beschouwd. Omdat het vlak, waarop die wachters hunnen omloop volbrengen,
zooals wij vroeger zagen, bijna evenwijdig ligt met de loopbaan van Jupiter, volgt daaruit, dat zij bijna telkens door den schaduw- kegcl van Jupiter heengaan, wanneer zij zich in oppositie met de Zon bevinden. Zoolang de wachter in die schaduw blijft, ontvangt hij geen licht van de Zon en ondergaat dus eene verduistering. Die verduisteringen vooral van de drie wachters, welke zich het dichtst
bij de planeet bevinden, zijn zeer menigvuldig, en met een goeden kijker is het gemakkelijk van de Aarde het intreden of\' uittreden van den schaduwkegel door zulk een wachter waar te nemen. Het oogen- blik, waarop zulk een wachter den schaduwkegel ingaat, zoodat zijn licht verdwijnt, noemt men het oogenblik der immers ie of indoni- pcling, terwijl men het oogenblik, waarop hij de schaduw verlaat en opnieuw door de zonnestralen getroffen wordt, emersie of uit dom- peling noemt. De intrede en uittrede van de twee wachters, die zich het dichtst
bij de planeet bevinden, bij dezelfde verduistering, zijn op Aarde niet waar te nemen, omdat zij op liet oogenblik der imniersie of der emersie door het lichaam van de planeet verborgen zijn. Evenmin kan men er iets van waarnemen op liet tijdstip, dat de
planeet met de Zon in conjunctie of in oppositie is, omdat de schaduw- kegel van de planeet zich niet betrekking tot onze Aarde juist achter deze planeet en dus voor ons oog verborgen is. Een blik op PI. LX. zal ons dit gemakkelijk doen begrijpen; daardoor zal men zien, waarom van de conjunctie tot aan de daaropvolgende oppositie enkel de imniersie en niet de emersie zichtbaar is, terwijl van dit tijdstip tot aan de conjunctie alleen de emersie en niet de imniersie is waar te nemen. Wanneer de Aarde iu A is en Jupiter zich in J bevindt, dan is de planeet in conjunctie met de Zon; nu gaan beiden in dezelfde richting voort op hunne baan. Jupiter beschrijft echter een boog van mindere grootte dan de Aarde, deze bevindt zich dan aan de rechterzijde van den schaduwkegel van Jupiter, en ziet dus de inimersiën der wachters in I. Dezelfde verschijnselen hebben plaats, wanneer de Aarde in A\' is en de planeet in J\', dan is Jupiter in op positie, door de beweging der Aarde op hare baan, komt zij aan de linkerzijde van den schaduwkegel en ziet dus de emersiën iu E, ter- |
|||||
|
482
|
|||||
|
wijl liet oogenblik van immersie niet is waar te nemen, omdat dat
punt 1 achter de schijf van Jupiter verborgen is. Wat de twee meer verwijderde wachters betreft, om de hoezeer ge-
ringe toch meerdere helling op de ecliptica der planeet en om hun grooteren afstand van deze, knnnen wij op Aarde de intrede en uit- tredc beiden van denzelfden wachter waarnemen. Omdat de verduistering dier wachters eene werkelijke lichtberoo-
ving is, moeten zij zich overal op Aarde, waar zij zichtbaar zijn, op dezelfde wijze en op hetzelfde oogenblik aldus vertoonen, en daarom zijn de vooruitberekende eclipsen dier wachters van groot nut voor de scheepvaart om daaruit de plaats te bepalen, waar men zich be- vindt, zooals wij vroeger op bladz. 214 door een voorbeeld reeds hebben aangetoond. De waarneming; van de verduisteringen der Jupitermanen heeft nog
een tweede groot nut aangebracht, namelijk de bepaling van de snel- heid des lichts. Aan Olol\' Romer, een Deensch sterrenkundige in 1(57;"), komt de eer van die ontdekking toe. Met zeer groote juistheid had men den omloop der Jupiterwach-
ters berekend, en dus ook hunne in- en uittrede van den schaduw- kegcl. Maar nu merkte men op, dat de waarneming van dat oogenblik later viel, wanneer de Aarde en Jupiter door hunne baanbeweging zich van elkander verwijderden, en daarentegen viel dat oogenblik van waarneming vroeger, naarmate Aarde en Jupiter elkander naderden. Wanneer de Aarde (zie PI. LX) in A staat, wordt de in- of
uittrede van een wachter 1<>\'". 20s". later waargenomen dan wanneer zij in A staat; gecne andere oorzaak is daarvoor te vinden dan dat de lichtstraal, die van den wachter uitgaat, 10"\' 2&a\' noodig heeft om van A\' tot A te geraken. Welnu wij weten, dat de middel- lijn van de haan, welke de Aarde om de Zon maakt, 41 niillioen mijlen lang is; het licht doorloopt dus dien afstand in 960 min., dat is iedere seconde bijna 42,<MR> gcogr. mijlen. De eerste bevestiging van die ontdekking geschiedde door de ont-
dekking der aberratie of afdwaling des lichts door Bradley, want de snelheid van het licht, gecombineerd met de snelheid der Aarde op hare baan, brengt bij de vaste sterren eene schijnbare plaatsverandc- ring te weeg, waarover wij op het einde van dit boek meer in bij- zonderheden zullen treden. Het vernuftige middel door Arago uitgedacht en door Fizean ge-
|
|||||
|
483
|
|||||||
|
bezigd om op korte afstanden op Aarde de snelheid van liet licht te
meten, bevestigde de ontdekking van Romer, zoodat men thans de snelheid van het licht heeft bepaald op 40,320 mijlen in eeue seconde. De lichtstraal is, hoe wonderlijk zulks ook moge schijnen, het mid-
del geworden om de hoogte te kunnen berekenen van de bergen, welke wij op de Maan zien. Eene korte uiteenzetting zal dit dnide- lijk maken. |
|||||||
|
tip;. 30. Hoogte-berekening der Mnnnberjjen.
15 E D E verbeeldt de Maan ten halve door het zonlicht bestraald,
dat langs de lijnen S S S op de Maan valt. In A ziet men den top van een berg, die reeds door het zonlicht S E A bestraald wordt, terwijl zijn voet en overige deelen zich nog in de schaduw bevinden en in nacht gehuld zijn; daarom vertoont het punt A zich voor ons geheel afgescheiden van de Maan. Nu kan men zeer nauwkeurig den afstand meten van A tot de
lichtgrens E en tevens de middellijn der Maan E C E. Men heeft dan slechts door de gewone meetkunde de lengte van A C te berekenen, omdat EC bekend is, en als men dan van de lengte AC de straal der Maan BC aftrekt, vindt men de hoogte van den berg, bijv. EA \\indt men = \',\',, van EC, dus in ronde getallen gelijk aan 23 mijlen, en nu leert ons de gewone meetkunde, dat zoo men den wortel trekt uit de som van de quadraten der beide rechthoeks- zijden, men dan de lengte van de lijn AC vindt, hypothenuse genaamd. In dit getal is AE = 23 mijlen en in kwadraat = 529. E C = 208 mijlen en in kwadraat 88804. Als men den wortel trekt uit 88804 -j- ó2\'.1 vindt men 299, hiervan nu afgetrokken den straal |
|||||||
|
484
|
|||||||
|
der Maan, 298 mijlen, verkrijgt men voor de hoogte van den bedoel-
den maanberg 1 mijl. Beer, Miidler en anderen gebruiken eene andere metbode om de
boogte der maanbergen te berekenen. Zij meten de lengte der scba- duw, welke een berg achter zich werpt, en berekenen dan uit de boogte der Zon boven het punt van de maanoppervlakte de verhou- ding der schaduwlengte met de ware hoogte van den berg. |
|||||||
|
II.
BEREKENING DER. HEMEL AFSTANDEN.
§ 1. Algemeen begrip om den afstand te berekenen van een onbereikbaar voor-
werp op Aarde. — Toepassing op den afstand der Maan. — Wijze nin de zonneparallaxe te vinden.— De overgangen van Venus. — Methode van Dubois. Het is zeker belangwekkend te weten hoc groot de ruimte is, die
ons van Zon, Maan en Sterren afscheidt; belangwekkender is het echter te begrijpen, hoc men er toe gekomen is dien afstand te meten, want die verbazende getallen, waarmede de sterrenkundige dien af- stand bepaalt, verwekken gewoonlijk bij menschen, die geen begrip hebben van de meetkunde, een glimlach van ongeloof of twijfel. Wij zullen in dit hoofdstuk trachten de zoodanigen te overtuigen,
dat hot alleszins mogelijk is den afstand te meten van een voorwerp, dat men niet bereiken kan. Wij gaan daarin van het bekende tot het onbekende, van bet
meer eenvoudige tot het meer samengestelde, en tonnen daarom eerst, hoe men op de oppervlakte der Aarde te werk gaat om den afstand van een ver verwijderd voorwerp , dat men niet bereiken kan , te moten. In beginsel volgt men bij de afstandmeting van een voorwerp buiten onze Aarde dezelfde wijze, hoewel de toepassing moeiclijker is. Verbeelden wij ons te bevinden op eene vlakte; aan den horizon
zien wij een toren A, waarvan wij bijv. door eene rivier gescheiden zijn: om nu dien afstand te meten handele men aldus: men plaatse in C een stok of paal en op eenigen afstand in B een tweede stok, tot gemak van de hoeknicting echter niet te dicht bij elkander. C 15 is dus eene rechte lijn, welke men nauwkeurig meten kan; vooronderstel- |
|||||||
|
48ft
|
||||||||
|
len wij de lengte op 428,(50 meters. Nu plaatst men beurtelings op C
en op B een hoekmeter, waarmede wij van C op IJ en op A zien, dan |
||||||||
|
l\'ig. 31. Afstundsiiieting van een onbereikbaar punt up Aarde.
|
||||||||
|
wijst dat werktuig nauwkeurig den hoek aan, welken de lijnen 15 C en
A C met elkander maken, hetzelfde geschiedt op B om den hoek te kennen, welken de lijn AB met BC maakt. Meer hebben wij niet noodig, wij kenuen nu de basis B C van
den drieboek A B C en de grootte der twee hoeken B en C, en de meet- kunde leert ons, dat zulks voldoende is om den gansenen driehoek te kennen; want in de vooronderstelling dat hoek C = 80 graden en hoek 15 = (X) graden is, is hoek A 40 graden, omdat de drie hoe- ken van een driehoek gelijk zijn aan 2 rechte hoeken = 180 graden. Wanneer men nu dien driehoek gelijkvormig in kleine verhouding
oj) papier overbrengt met B C als basis, en volgens de gevondene hoeken de lijnen AC en BA, dan meet men maar met passer en maatstok hoeveelmaal de lengte van CB, die 428,00 meters is, op de lengte A B is vervat, en dan vinden wij den afstand van den toren. Deze bewerking geeft ons een begrip van de wijze van meting;;
gemakkelijk begrijpen wij echter, dat zulk eene wijze op geene groote nauwkeurigheid aanspraak kan maken; daarom volgen de meetkundi- gen volgens hetzelfde beginsel eene andere wijze, en in plaats van de lengte A B te meten, berekenen zij dezelve. Zij plaatsen in C of 1) den stok tot begin hunner basis, en plaatsen den tweeden in 15 maar zoodanig, dat de lijnen AD en DB een rechten hoek vormen, en wanneer zij dan de lengte DB en hoek 15 gemeten hebben, is hun |
||||||||
|
480
|
|||||
|
werk volbracht, want zij weten, dat in een rechtboekigen drie-
hoek HAD, AH gelijk is aan den sinus van hoek A, gedeeld in de lengte van Hl). Wanneer wij nu weten, dat de lengte van 151) bijv. 4<M) nieters bedraagt, en de hoek A 15 graden, dan slaat men een- voudig de sinustafel op, en vindt dan voor bock 15" de sinus = 0,25882, dit getal nu deele men in de 4<M> nieters van Bü en de uitkomst geeft den afstand van A B. Wil men den afstand kennen van A D, dan neemt men de tangens van hoek A uit de tafel, en wanneer men daardoor de lengte IJ D deelt, geeft de uitkomst de lengte van A D. Wanneer de meetkundige uit IJ naar A ziet, zal hij in dezelfde
richting achter den toren een of ander voorwerp opmerken, dat niet de lijn BA in ééne richting valt, bijv. in E; wanneer hij nu uit D naar A ziet, dan zal hij cvenzoo eenig voorwerp achter den toren waarnemen, bijv. in K. Nu is de hoek, welken die beide voorwerpen met A maken, even groot als de hoek H A 1), en in de sterrenkunde noemt men dien hoek de parallaxe, omdat, zooals wij vroeger bladz. l\'.t reeds aantoonden, een hemellichaam van twee verschillende pun- ten waargenomen, zijn stand aan den hemel schijnbaar verandert; het verschil van stand hij dat voorwerp bepaalt dus de parallaxe, die gelijk staat niet den hoek BAD, welke men noodig heeft om de lengte van de zijden van dien driehoek te berekenen. liet komt er dus vooral op aan de parallaxe van de hemellichamen
te kennen, want uit de parallaxe en de standlijn BD, berekent men het overige; daaruit nu begrijpt men reeds, dat men de standlijn zoo groot mogelijk moet nemen, omdat anders de parallaxe te klein wordt om gemeten te kunnen worden. Voor de Maan en de dichtstbijzijnde planeten gebruikt men de halve middellijn der Aarde als standlijn of basis, maar voor de Zou en de vaste stenen is die standlijn te kort, zoodat de parallaxe niet genieten kan worden. Wij zullen hierna het middel zien, dat men gebruikt om eenc grootere standlijn te bezigen. Omdat de verschillende punten op de oppervlakte der Aarde ook
een verschillenden afstand hebben van de hemellichamen en vooral van de naastbij gelegencn, berekent men gewoonlijk den afstand van mid- delpunt tot middelpunt. Gaan wij nu na, hoe men die wijze van meting op Maan, Zon en
sterren toepast. A stelt ons de Aarde voor, en m de Maan, C is het middelpunt
|
|||||
|
487
|
||||||||
|
der Aarde, en C K bare halve middellijn. Nu komen twee waarnemers
overeen, om op hetzelfde oogenblik de Maan op twee verschillende |
||||||||
|
lift. 3*2. Afstandsmeting van de Maan tot df Aarde.
|
||||||||
|
plaatsen der Aarde waar te nemen; tot gemak geschiedt zulks op twee
plaatsen in denzelfden meridiaan gelegen, bijv. Dantzig en Zuid-Afrika; dan ziet de waarnemer in K de Maan aan den horizon. en hij meet de hoek CKw. De waarnemer in D ziet de Maan in het zenith, en dus ook iemand, die haar uit het middelpunt der Aarde zou beschou- wen, dan verkrijgen wij voor de afstandsberekening de rechte drie- hoek CKm, waarvan de basis K C, en de twee hoeken C en K be- kend zijn; hoek KmC is dus de parallaxe der Maan, C K = 859,5 mijlen; de hoek, welke de Maan met de middellijn in K maakt, is 89° 2\' groot, zoodat de parallaxe der Maan of de hoek K m C = 58\' is. Zooals wij boven gezien hebben, moet men nu om de lengte van K m te kennen, den sinus zoeken van 58\', en daardoor de halve middel- lijn der Aarde deelen; de sinus nu van 58\' = 0,01677 gedeeld in de halve middellijn, geeft voor den afstand der Maan 51252 mijlen. De berekening van de plaats waar en wanneer de Maan in het
zenith van D staat is niet moeielijk; omdat echter de Maan door de straalbreking reeds boven den horizon schijnt, terwijl zij in waarheid zich nog onder den horizon bevindt, is de meting van den hoek aan den horizon en dus de bepaling van de parallaxe niet nauwkeurig, uien neemt daarom een ander middel te baat om de parallaxe der Maan te zoeken. Twee waarnemers plaatsen zich in E en H onder dcnzclfden meri-
diaan evenver van den aoquator, en nemen het oogenblik waar, dat de Maan door den meridiaan gaat of culmineert, en omdat zij 32
|
||||||||
|
488
|
|||||
|
zich in dcnzelfden meridiaan bevinden, geschiedt dit voor beiden
op hetzelfde oogenblik; op dat oogenblik nieten beiden den zenith- afstand der Maan, dus de hoeken Z E »j en w/HZ, daardoor kent men de grootte van de beide binnenhocken C E m eu m II C, omdat zij niet den zenith-afstand gelijk zijn aan 2 rechte lioeken. De hoek ECU is ook bekend, omdat men den afstand kent, waarop de beide waarnemers van den aequator zijn verwijderd; de som dier breedte- graden geeft de grootte van hoek E C II aan. Wanneer wij nu aan- nenien, dat E en II ieder 44° 2\' van den aequator zijn verwijderd, dan is de hoog EDII en dus ook de hoek ECH =88° 2\'. Wanneer wij nu eens vooronderstellen, dat de zenith-afstand der
Maan en dus de hoek ZEm 45° bedraagt, dan bedraagt de binnen- hoek (\'Km 135°, zoodat wij daardoor al de elementen hebben om de parallaxe der .Maan of de hoek E m H te berekenen, want wij weten, dat de som der 4 hoeken eener vierhoek gelijk is aan 4 rechte hoeken of i>G() graden, en dan hebben wij hoek E C II = 8S» 4\', hoek CE» = 135, hoek CHM — 135, dus te zanien 358° 4\', de over- schietende hoek E wil — 360° - 358" 4 — l" ;">(>, dit nu is de dubbele horizontaal parallaxe, zoodat de parallaxe der Maan — 58\'. Er zijn nog andere middelen om de parallaxe der Maan te vinden,
welke wij hier slechts noemen, namelijk de bedekking eener ster door de maans- en de zonsverduisteringen, het is voor ons doel genoeg- zaani, wanneer men begrijpt dat de bepaling van den afstand dei- Maan eene zuivere berekening is. Op dezelfde wijze als men de parallaxe der Maan zoekt, zou men
ook de parallaxe der Zon kunnen vinden en daaruit haren afstand berekenen, maar de te nieten hoek is te klein, omdat de halve middellijn der Aarde bijna als een punt te samenkrimpt met be- trekkin^- tot den zoniieafstand, dan dat die niet zekerheid nauw- kcurii;- kan genieten worden, en eene fout van slechts ééne seconde in de meting maakt een verschil in afstand van twee millioen geogr. mijlen. Men is daarom genoodzaakt geworden een anderen weg iu te slaan en eene grootere basis te zoeken. Aristarchus stelde reeds voor den afstand der Maan van de Aarde
tot basis te gebruiken, en de parallaxe der Zon te zoeken op het oogenblik, dat de Maan in eene van hare quadraturen stond, dan ver- kreeg men een rechthoekigen driehoek, waarvan de basis en ééne |
|||||
|
489
|
|||||
|
hoek bekend was en de tweede kon gemeten worden; vooronderstel
dat (zie Fig. 32) de Zon in m staat, de Aarde in K en de Maan in C, dan had men slechts hoek C K m te nieten, want KC was bc- kend, de afstand der Maan van de Aarde: en hoek K 0 m was een rechte hoek, immers de Maan was in hare qnadratuur (bladz. lf>0), wanneer men dns hoek CKm van 90 graden aftrok, vond men de parallaxe der Zon. Maar ook die wijze had vele zwarigheden in; vooreerst verschilt de afstand van de Maan eiken dag en ecne kleine onnauwkeurigheid in de berekening van dien afstand levert een groot verschil op in den afstand der Zon; dan was het moeiclijk het juiste oogenblik waar te nemen, waarop de Maan in quadratuur staat, een gering verschil levert een groot verschil op bij de berekening van de zonneafstand. De afstand, berekend uit de parallaxe van Mars en Yenus, paste
men volgens de derde Keplersche wet wel toe op de Zon, maar ook die wijze leverde geene genoegzame zekerheid en nauwkeu- rigbeid. Ecne andere wijze is de overgang van Venns over de zonneschijf,
waarover wij bladz. 104 reeds gesproken hebben; omdat zulke over- gangen zeldzaam zijn en van groot gewicht voor de wetenschap, zul- len wij over dat verschijnsel, dat den 9\'kn Dec. 1874 moet plaats hebben, in eenige bijzonderheden en nadere verklaringen treden. Twee waarnemers plaatsen zich op twee zoo ver mogelijk van
elkander verwijderde punten op Aarde om het verschijnsel waar te nemen. Wij vooronderstellen in A en in 15 Fig. 33, gescheiden dus door de leugte van de middellijn der Aarde, en wel daar waar die iniddcllijn een rechten hoek maakt met de loopbaan der Aarde, dus 23\'/j graad van de polen, dan zal de waarnemer in A Venus de zonneschijf zien voorbijgaan in v\', en de waarnemer in 1$ zal haar zien in v". Dan is de afstand tussclien v\' en v" de parallaxe van Venus, want v\'v o\' = AvB. Wij zullen vooronderstellen, dat die hoek in een rond getal 40" groot is. Omdat AB evenwijdig ligt met v\'v", weten wij dat v\' v staat
tot v A in dezelfde verhouding als v\'v" tot AU, met andere woor- den, de afstand van de Zon tot Venus staat tot den afstand van Venus tot de Aarde als 40" tot de iniddellijn der Aarde. Omdat men nu weet, dat ten tijde van den overgang der planeet de afstand van Venus tot de Zon en van Venus tot de Aarde tot elkander staan 32*
|
|||||
|
490
|
||||||||
|
als 08 tot 27, staat dus v\'v" ook tot AB als G8 tot 27 of als 5
tot 2; de boog, waarmede men dus v v" op de Zon zou meten, is |
||||||||
|
1 i^. 33. Afstandsmcting der Aarde van de Zon duur den orergang der plineet Venus.
|
||||||||
|
daarom -. maal zoo groot als de boog, waarmede men uit de Zon de
middellijn der Aarde zou meten. De zonneparallaxe is dus 40" X 2. = 1G", dit echter is de dubbele
parallaxe, zoodat de gewone zonneparallaxe is 8". Omdat de afstand van V\' tot V" op de Zonneschijf met een micro-
meter niet gemakkelijk nauwkeurig te nieten is, meet men gewoonlijk de in- en uittrede van de planeet, en bezigt daartoe de photographie, en daaruit kan men gemakkelijk de afstand van V\' V" berekenen. Wanneer nu de zonneparallaxe 8" is, deelt men door den sinus
85$) 5
van zulk een hoek, de halve middclliin der Aarde-----
J 0,00004 J
21,4<S75O0 Geogr. mijlen, en dit is dan de afstand van de Zon tot
de Aarde.
In verschillende landen maken de sterrenkundigen zich reeds gereed
om op de best gelegene punten der Aarde het verschijnsel waar te nemen, en over de geschiktste daarbij te gebruiken methoden met elkander overeen te komen. Het verschijnsel is op onze lengte onzichtbaar, en alleen in zijn
ganschen duur waar te uemen in Oost-Azië, Australië, het grootste deel der Indische en de zuidelijke helft der Stille Oceaan. Een paar jaar geleden maakte Dubois aan de academie des sciences
te Parijs eene methode bekend, waardoor men zonder een overgang van Venus af te wachten ten allen tijde door de waarneming van |
||||||||
|
491
|
|||||||
|
Venus de zonneparallaxe zou kunnen berekenen. Die methode komt
hier op neer. Het eigenlijke punt van onderzoek, waaruit de parallaxe berekend wordt, is het verschil van tijd, dat de planeet gebruikt om van twee verschillende plaatsen waargenomen over de zonneschijf heen te gaan. Nu wil Dubois in het brandpunt van een parallaktisch inge- richten kijker eene schijf plaatsen met eene opening juist zoo groot als de schijnbare zonneschijf, en voorzien van twee loodrecht op elkander staande kruisdraden; nu richt men den kijker met het rnid- delpunt der kruisdraden op eene ster, waarlangs Venus op korten afstand moet voorbijgaan en wacht hare verschijning af, want dan stelt de opening ons de zonneschijf voor, en men kan den overgang meten en bepalen. Wanneer nu een tweede waarnemer op eene andere plaats met een op dezelfde wijze ingerichten kijker ook den overgang der planeet over de opening der schijf waarmeemt, wanneer hij name- lijk den kijker met het middelpunt der kruisdraden op dezelfde ster heeft gericht als de eerste waarnemer, dan verkrijgt men daardoor den afstand volgens Fig. 33. Die waarneming moet geschieden, wanneer Venus in hare grootste
afwijking is\', dat is het verste van de Zon staat voor ons oog, en omdat zij zich dan in eene schijngestalte vertoont, is het noodig om nauw- keurig te wezen, dat men het eerste oogenblik van inwendige aanraking waarneemt, dat is het oogenblik waarbij de verlichte Venusrand, de binnenzijde der opening aanraakt en het tweede punt de uitwendige aanraking van dien Venusrand. Die methode zou ook toegepast kunnen worden om de parallaxe
van Mars en van de Maan te bepalen. |
|||||||
|
§ 2. Afstandsmeting der vaste sterren. — Jaariyksehe parallaxo-afstand der vaste
sterren. — Waarneming der dubbel-sterren. — Waarneming van de lichtkracht. — Thans blijft ons nog over om te verklaren, welke middelen men
gebezigd heeft om den afstand zoowel der van ons vervenvijderde pla- neten als ook van de vaste sterren buiten ons zonnestelsel gelegen te bepalen, ten minste van eenigen der meest nabijzijnden. De grondslag van die berekening is altijd eene soort van drichoeks-
meting, zooals wij hierboven reeds verklaard hebbeu, alleen de basis |
|||||||
|
492
|
||||||||
|
of standlijn kan niet meer de straal der Aarde of hare middellijn
wezen, want door den verbazenden afstand krimpt de gansehe middellijn der Aarde tot één punt te zamen, zoodat men dezelfde ster waarne- nicndc van de beide uiteinden der aardsche iniddellijn volstrekt geene schijnbare verplaatsing aan den hemel zon waarnemen, met andere woorden de beide lijnen van bet oog dier beide waarnemers tot de ster zouden even- wijdig met elkander loopen. De Aarde is dus te klein om tot basis te dienen om daaruit den afstand der vaste sterren te berekenen, het was daarom noodig, naar ecne grootere basis te zoeken en reeds vóór dat de ware afstand van de Aarde en de Zon bepaald was, nam men dien afstand tot basis, tot sterrenkundigen meter, zoodat bet vraagstuk nu werd: hoeveelmaal is de afstand van eene vaste ster grooter dan de afstand van de Aarde tot de Zon ? Verklaren wij thans op welke wijze men die basis van 20 millioen mijlen gebruikt. |
||||||||
|
lig. 34. Schijnbaar hoogteverschil van een voorwerp, naarmate men zich verwijdert ot\' er toe nadert.
|
||||||||
|
Verbeelden wij ons op ecne uitgestrekte vlakte te zijn, terwijl
wij aan den horizen een toren zien, wiens top zich tot eene bepaalde hoogte boven de oppervlakte verheft; die schijnbare hoogte van den top zal vermeerderen of verminderen, naarmate wij ons meer in de richting van dien toren bewegen of er ons van verwijderen; wij laten de daling of rijzing veroorzaakt door den bolvorm der Aarde buiten rekening. Wanneer iemand uit B naar den top des torens in S ziet, zal de
lijn, die van zijn oog uitgaat, den top des torens in b zien, maar |
||||||||
|
493
|
|||||
|
nadert hij den toren tot in A, dan zal die hooger schijnen, en zich
in a vertoonen en wel zooveel hooger als de hoek zon bedragen, waaronder een oog in S geplaatst, de lijn DA zou zien, niet andere woorden: de hoek ash, of wat hetzelfde is, de hoek 15 S A is de paral- laxe, waaronder wij den top des torens zien. Passen wij thans dit voorbeeld toe op het zoeken naar de parallaxo
der vaste sterren. De vlakte, waarop wij ons bevinden, vertegenwoor- digt het vlak der aardsche loopbaan om de Zon; de top van den toren is dan cene ster, wier hoogte boven dat vlak niet nauwkenrig- hcid kan genieten worden, en welke hoogte men <lc breedte dei- ster noemt. Wanneer deze nu genieten wordt, een half jaar nadat zij de eerste maal werd gemeten, dan staat op dit oogenblik de Aarde in eene rechte lijn 41 millioen mijlen van het standpunt verwijderd, waar de eerste meting plaats vond. In Fig. ."54 vertegenwoordigt de afstand A 15 ons dan de middellijn der aardsche loopbaan om de Zon. Wie zou nu niet denken, dat na zulk cene verplaatsing van 41
millioen mijlen, er toch eene schijnbare verplaatsing van de ster aan den hemel zou zijn op te merken, en dan was de parallaxe der ster gevonden, welke men dan noemt jaarlijksche parallaxe. De uitkomst bewees echter het tegendeel, want na talrijke en nauwkeurige waar- nemingen van verschillende sterren, was het onmogelijk om zelfs eene enkele seconde verschil te ontdekken, zoodat, wanneer men uit die ster op de loopbaan der Aarde kon zien, deze tot één enkel punt in een zou krimpen, zoodat de middellijn niet te meten zou zijn. Om ons een denkbeeld van zulk een afstand te vormen, denken wij dan, dat wij om de lengte van een meter te zien inkrimpen. totdat zij ons toeschijnt onder een hoek van ééne seconde, wij ons 100,<N >0 maal de lengte van een nieter er van moeten verwijderen, daaruit volgt, omdat de afstand van 41 millioen mijlen zich nog niet onder een hoek van ééne seconde vertoont, dat die afstand verder moet zijn dan 100,000 maal 41 millioen mijlen. De jaarlijksche parallaxe van Neptunus, Wanneer hij 606 millioen
mijlen van onze Aarde is verwijderd, bedraagt 1" 54\'. Wanneer nu eene der vaste sterren maar eene parallaxe gaf van slechts l", welke niet de tegenwoordige zoo volmaakte werktuigen nauwkeurig gemeten kan worden, dan zou hare afstand reeds meer dan 4 billioen mijlen bedragen; omdat echter gcenc der vaste sterren eene parallaxe van l\' toont, moet de naaste zeker meer dan 4 billioen mijlen afstand hebben. |
|||||
|
494
|
|||||
|
Men meende dus, dat het onmogelijk was rechtstreeks den af-
stanil der vaste sterren te vinden, en sloeg daarom andere wegen in, en verkreeg nu bevredigender uitkomst. De beide middelen, welke men bezigde, waren de waarneming van dubbelsterren, en het meten der lichtsterkte in vergelijking met andere sterren; over beide midde- len eene korte uiteenzetting. Slaan wij nog eens het oog op Fig. 34. De verplaatsing van den
waarnemer van B naar A (de middellijn der aardsche loopbaan) heeft geen invloed gehad op eene merkbare verplaatsing van het punt S, omdat die verplaatsing te gering was. Maar al is die schijnbare verplaatsing van het punt S voor ons onwaarneembaar, hoe gering ook zij moet plaats hebben, daarom zocht men naar middelen om haar te kun- nen waarnemen. In plaats van, zooals men vroeger deed, enkel den top van den toren waar te nemen, mat men nu den afstand van een schijnbaar dichtbij gelegen voorwerp, en verplaatste zich naar A. Nu moet noodzakelijk een van beiden gebeuren; wan- neer het tweede voorwerp evenver van den waarnemer is als de toren, zal men geen verschil in hoogte waarnemen, maar is dat tweede voorwerp veel verder dan de toren gelegen, dan moet diens top met betrekking tot dat voorwerp noodzakelijk rijzen, wan- neer men zich in A verplaatst. Wanneer men zulk eene uitkomst bij de vaste sterren kon verkrijgen, dan was daardoor de paral- laxe en dus de afstand gevonden. Nu vestigde men de aandacht op de dubbelsterren, en wel op de optische, (zie bladz. 341) die wel in schijn nabij elkander staan, maar waarschijnlijk op grooten afstand achter elkander zijn gelegen, en nu liet het zich verwachten, dat twee zulke sterren wier schijnbare afstand ééne of weinige seconden be- droeg, hunnen onderlingen schijnbaren afstand zouden veranderen, wanneer men ze waarnam op de twee uiteinden der aardsche loop- baan. In den laatsten tijd en wel het eerst door Von Olbers is men tot goede uitkomsten geraakt, zoodat men van verscheidene dubbel- sterren vrij nauwkeurig de parallaxe, en dus ook den afstand kent. De meerdere volmaaktheid der meetwerktuigen heeft het later mogelijk gemaakt, door rechtstreeksche waarnemingen van den zenithafstand bij eene en dezelfde ster op verschillende tijden des jaars de parallaxe te be- palen, zoodat wat aan Copernicus en de andere sterrenkundigen onmoge- lijk toescheen, thans bevredigender uitkomsten heeft geleverd. Op bladz. 329 hebben wij van eenigen de parallaxe en den afstand opgegeven. |
|||||
|
495
|
|||||
|
De tweede wijze om den afstand der vaste sterren te berekenen,
is de onderlinge vergelijking van hunne lichtkracht; daarbij steunt men eeliter op eene geheel onbewezen hypothese, namelijk dat de sterren niet in grootte met onze Zon verschillen, en een even krach- tig eigen licht bezitten. Tot verduidelijking zullen wij een voorbeeld geven. Olbers heeft
berekend, dat de ster Aldebaran uit den Stier dezelfde kleur en licht- kracht heeft als de planeet Mars, wanneer deze op een bepaalden af- stand der Aarde is. Mars echter straalt in een lichtglans, die slechts het honderdduizend millioenste gedeelte is van de kracht van het zonnelicht, en dus evenzoo Aldebaran. Wanneer de Zon zich nu zoover van ons verwijderen zou, dat haar licht gelijk stond met den glans van Mars en Aldebaran, zou hare middellijn slechts O",008 be- dragen, en zij zou 326,000 maal verder staan dan thans, dus meer dan zeven billioen mijlen. Die berekening heeft echter geene grootc waarde, omdat zij op eene
hypothese steunt, die niet allecu niet waarschijnlijk maar zeer onwaar- schijnlijk is, immers zou daaruit volgen, dat als alle sterren even groot zijn en even krachtig licht hebben dat dan de heldersten den korsten afstand moesten hebben, maar de uitkomst bewees juist het tegendeel; immers de ster 61 uit den Zwaan, welke men onder de dichtstbijzijnden rangschikt, is van de zesde grootte en moeiclijk met het bloote oog waar te nemen. Hiermede hopen wij duidelijk gemaakt te hebben op welke wijze
de sterrenkundigen uitkomsten verkrijgen, waarover oningewijden in verwondering en vaak in twijfel geraken; echter al is de eenvoudige theoretische verklaring dier methoden, zoo ik hoop hier bevattelijk en duidelijk voorgesteld, het in oefening brengen daarvan is moeie- lijk, want al de hulpmiddelen der meetkunde, al de astronomische gegevens, eeuwen lang nauwkeurig opgeboekt, en al de tegen- woordige volmaaktheid der gebruikt wordende werktuigen, dat alles is noodig om nauwkeurige bepalingen en oplossingen te geven; daar- om ten slotte nog een enkel woord om een begrip te geven van de moeielijkheid om nauwkeurig de jaarlijkschc paiallaxe eener vaste ster te bepalen. |
|||||
|
4M
|
|||||
|
§ 3. Morielijkheid om de parallaxe eener vaste Ster te nieten. — Schijnbare en
ware beweging. — Praecessie en nntatie. — Straalbreking. — Verplaatsing van het zonnestelsel. — Eigene beweging der Sterren.—Aberratie van het licht. —
Voorbeelden uit het dageljjkseho leven. Met slechts weinige regelen willen wij een begrip geven van het
samengestelde en ingewikkelde vraagstuk, waarvan wij hierboven spra- ken, om met nauwkeurigheid de jaarlijksche parallaxe eener vaste ster te nieten. Omdat de Aarde zich op hare baan om de Zon verplaatst, verkrijgt
daardoor de waargenomene ster ook ecne schijnbare beweging; zij moet dus in den loop van het jaar ecne ellips schijnen te beschrijven, wier afmeting afhangt van den afstand; die schijnbeweging door den loop der Aarde veroorzaakt noemt men parallaktische ellips. Om nu te bepalen, welken invloed de verschillende bewegingen onzer Aarde op de ster hebben en welke beweging aan de ster eigen is, zijn her- haalde metingen met de nauwkeurigste werktuigen noodig, zoodat een tal van correctiën noodig is om tot ecne gewensclitc oplossing te geraken. Op den stand der ster hebben in de eerste plaats invloed de prae-
cessie der evennachten en de nntatie, welke de as der Aarde onder- gaat, om dus deu zuiveren stand der ster te verkrijgen, moet er eenc correctie plaats hebben van dien invloed. De straal breking van onzen dampkring maakt, zooals wij weten,
dat de ware stand der ster niet is waar wij haar zien, maar steeds lager; omdat de straalbreking de voorwerpen des hemels meer naar bet zenith brengt, en naarmate de lichtstraal dikkere en brcedcre dampkriiigs-lagen moet doorgaan, naar die mate is de opheffinggrooter en wordt dus de schijnbare afstand tot het zenith kleiner, ook deze correctie moet plaats hebben om den juisten stand te bepalen. Ecne tweede oorzaak, waarom de schijnbare stand eener ster ver-
andering ondergaat, is gelegen in eenc eigenschap des lichts, waar- ovcr wij aanstonds in eenige bijzonderheden zullen treden. Wanneer de snelheid der lichtgolvingen oogenbliklijk of liever oneindig was, zouden wij, afgezien namelijk van de straalbreking, de ster zien waar zij zich in eenc rechte lijn aan ons oog vertoont, zoo is het echter niet; hoe verbazend snel het licht zich ook voortplant, die snelheid is met betrekking tot de snelheid, waarmede onze Aarde zich op hare |
|||||
|
407
|
|||||
|
baan verplaatst, niet oneindig, en gedurende den tijd, welkende licht-
straal gebruikt 0111 onzen dampkring door te gaan en ons oog te treffen, verplaatsen wij ons met de Aarde, daardoor ontstaat eene schijnbare verplaatsing der ster, welke men noemt aberratie of atdwaling van het licht. De verplaatsing van ons gansche zonnestelsel heeft ook invloed op
den stand van de ster, zoodat ook hierin eene correctie noodig is. Evenzoo verplaatst zich iedere ster in de ruimte met eene meerdere
of mindere schijnbare snelheid naargelang van hare ware snelheid, afstand en richting harer beweging. Sommige van de hier genoemde correctiën kan men met zeer grootc
nauwkeurigheid berekenen, anderen daarentegen zijn vrij onzeker. Nadat dus de sterrenkundige den stand der ster van de verschillende daarop inwerkende invloeden ontdaan heeft, kan hij het overschot beschou- wen als de waarde der jaarlijksche parallaxe. Men behoeft dus niet verwonderd te wezen, dat van zoo weinige
sterren de parallaxe berekend is, en dat over de waarde er van steeds twijfel overblijft. Wij besluiten dit hoofdstuk met eene korte verklaring te geven over
het verschijnsel, dat wij reeds genoemd hebben, en bekend is onder den naam van ABERRATIE of afdwaling van het licht. Aan Bradley, die de nutatie ontdekte, zijn wij ook de ontdekking
der aberratie verschuldigd. Hij had zich ten taak gesteld de jaarlij ksche parallaxe der taste
sterren te vinden, en was bezig met den zenith-afstand van de hel- derstc ster uit den Draak te meten en waar te nemen, toen hij op- merkte, dat die ster zekere bewegingen had, welke hij eerst aan fon- ten in de waarneming toeschreef; maar het bestendige en regelmatige in die bewegingen lieten geen twijfel bestaan of zij was niet aan de waarneming toe te schrijven. Wat echter bij die schijnbeweging de meeste verwondering baarde was, dat zij plaats had in eene ge- heel andere richting dan die, welke door de verplaatsing der Aarde op hare baan op de ster invloed moest hebben. Na herhaalde nieuwe waarnemingen kwam hij tot het besluit, dat die bewegingen aan geene andere oorzaak toe te schrijven zijn dan aan de samenwer- king van de snelheid des lichts met de beweging der Aarde op hare baan. Iedere ster schijnt in den loop van een jaar eene kleine ellips te
|
|||||
|
498
|
|||||
|
beschrijven, wier groote as immer evenwijdig met het vlak der aard-
sche loopbaan onveranderlijk eene waarde heeft van 40",5. Hoe dich- ter de ster bij de pool der ecliptica stond des te meer naderde de ellips den cirkelvorm, en hoe dichter bij het vlak van de ecliptica des te langwerpiger werd de ellips, zoodat in het vlak der ecliptica de kleine as geheel verdween, en de beweging der ster rechtlijnig werd, immer volgens eene waarde van 40",5. Volgens de nieuwste onderzoekingen van Auwers bedraagt de halve
groote as der aberratie-ellips 20",3851. Al de korte assen waren immer gericht op de pool der ecliptica, en de stand van de ster op hare schijnbare loopbaan was immer 90 graden ten achter met den stand, welke de Aarde op hare loopbaan innam. Die vercenigde omstandigheden toonden Bradley duidelijk, dat zulks
niet kon veroorzaakt worden door de parallaxe of den afstand, want dan kon de lengte der groote assen onmogelijk altijd gelijk zijn bij alle sterren, maar moest naar hunnen afstand verschillen; daarom is er gecne andere oorzaak denkbaar dan de verbinding van de snelheid des lichts niet de snelheid der Aarde op hare loopbaan. Zie hier de verklaring van dit verschijnsel.
Het licht doorloopt, zooals wij hierboven zagen, iedere seconde 40,000
mijlen, en in datzelfde tijdsverloop doorloopt de Aarde ongeveer 4 mijlen; het licht doorvliegt dus den afstand 10,000 maal sneller dan de Aarde op hare baan; hoe gering die onderlinge verhouding ook is, toch is zij groot genoeg om eene verandering van richting te weeg te brengen in de lichtstraal, die ons oog treft. Wanneer bijv. een oog in T de ster E waarnam en T onbewogen
bleef, zou men de ster zien in de richting TE de ware weg, waar- langs de lichtstraal zich voortplant, maar ons oog verplaatst zich niet de Aarde op hare baan, \'t is dus dezelfde werking wanneer ons oog onbeweeglijk was met de Aarde, en de lichtstraal zich zou bewegen, maar dan in tegenovergestelde richting met de beweging der Aarde van T naar A\'; om nu volgens de regelen der werktuigkunde de rich- ting te vinden, waarlangs ons oog de ster moet zien, beschrijft men een paralellogram TA BC, waarvan A\'T = I de beweging der Aarde voorstelt en T c — 10,000 de beweging van het licht, en dan wijst de diagonaal B T E de richting aan, waar de ster zich vertoonen moet tengevolge der aberratie en dan in E T E\' den aberratiehoek. |
|||||
|
499
|
||||||||||||||
|
Wanneer men op de verschillende punten, waar de Aarde zich ge-
durende den loop van het jaar op hare baan bevindt, door dergelijke constructie de plaats der ster |
||||||||||||||
|
E
|
||||||||||||||
|
bepaalt, dan zal men zien, dat de
ster in den loop van eenjaar eene ellips schijnt te beschrijven, wier halve middellijn of halve groote as steeds onveranderd 20 ",3851 bedraagt, terwijl de kleine as grooter of kleiner is, naarmate de afstand van de ecliptica groo- ter of kleiner is. In het dagelijksch leven kan
men vele voorbeelden vinden om ons de aberratie van bet licht te verduidelijken. Wanneer men in een wagen zit, die aan den |
||||||||||||||
|
Aberratie van lit-t licht.
|
||||||||||||||
|
voorkant is geopend, dan zal
men, wanneer de regen loodrecht nedcrvalt, droog zitten zoolang de wagen stil staat, maar wanneer hij zich vooruit beweegt, zullen de loodrecht vallende regendruppelen in den wagen dringen, zoodat het schijnt dat zij in eene schuinsehe richting vallen. Wanneer wij uit een spoorwegrijtuig de vallende regendruppelen
waarnemen, zien wij de waterstralen in hunne ware richting vallen bijv. loodrecht, zoolang de trein stil staat, maar als de trein voort- snelt, schijnt het naarmate de beweging sneller is dat de waterstralen schuiner vallen en uit die richting komen, werwaarts de trein zich beweegt. |
||||||||||||||
|
III.
|
||||||||||||||
|
§ 1. STERRENKUNDIGE WERKTUIGEN.
De natuurlijke verwondering, opgewekt door de beschrijving der
wonderen, welke de sterrenkundigen in de diepte van het hemelruini ontdekken, gaat gewoonlijk gepaard met de begeerte zich met eigen oogen van die verschijnselen te overtuigen; vandaar eene goed te |
||||||||||||||
|
500
|
|||||
|
verklaren nieuwsgierigheid om de werktuigen te kennen, waarmede
men tot die verwonderlijke uitkomsten geraakte. De uitgebreidheid echter, welke dit werk reeds verkregen heeft, belet
ons over de werktuigen in al te groote bijzonderheden te treden. De voornaamsten willen wij echter behandelen en ze door eene
korte beschrijving aan onze lezers doen kennen. De verschillende werktuigen tot astronomisch gebruik kunnen in
drie verschillende soorten verdeeld worden. Zij worden gebruikt om het gezicht te versterken en den afstand te verkorten, teleskopen en k ij kers. Of wel zij dienen om hoeken te meten, waardoor den stand der ster
bepaald wordt, micrometers en verdeelde cirkels. Of wel zij worden gebruikt om niet juistheid den tijd aan te geven
chronometers. Wij zullen tot gemak onzer lezers volgens alphabetische orde van
ieder eene kleine beschrijving geven. AEQUATORIAAL noemt men zulk een astronomisch werktuig, waar-
door men tegelijk de rechte opklimming en de declinatie van een hcniel- lichaam meten kan. Het bezit dus twee verdeelde cirkels, waarvan een evenwijdig ligt met den aequator des hemels, daarop zijn de uren, minuten, enz. van de rechte opklimming aangegeven. De tweede cirkel staat loodrecht op den eersten en wijst den afstand aan van den aequator. De groote aequatorialen worden niet uurwerken voorzien, geregeld volgens de wenteling der Aarde, zoodat eene ster, die iu het veld des kijkers staat, daarin blijft gedurende haar ganschen schijnbaren omloop langs den hemel. Behalve tot differentiaal plaats- bcpaliugen aan den hemel dient het aequatoriaal om ten allen tijde kometen, planeten, dubbelsterren, nevelvlekken, enz. te vinden. Men noemt zulk een werktuig ook wel een kijker met parallaktischen voet. CHRONOMETER of tijdmeter worden die nauwkeurige astronomische
uurwerken genoemd, welke men gebruikt om de geographische lengte te bepalen, namelijk den afstand van den meridiaan, vanwaar men de telling begint: zoo bijv. nemen de Engelschen, den meridiaan van Grecnwicli, de Franschcn dien van Parijs en de üuitschers dien van Ferro. In 1714 loofde het Engelsch parlement reeds eene prijs uit van
20,000 p. s. voor hem, die door middel van chronometers de geogr. lengte tot op een halven graad zoude kunnen bepalen, en op het einde |
|||||
|
501
|
|||||
|
der ltie eeuw had Philippus III van Spanje, evenzoo reeds zulk een
prijs beloofd. De moeielijkheid om zulke nauwkeurige uurwerken te vervaardigen
waren groot; tegenwoordig lieeft men echter daarin een graad van volmaaktheid bereikt, dat men zou gelooven daarbij aan de grenzen te staan, welke de menschelijke arbeid kan bereiken. DIPSECTOR noemt men een in 1817 door Wollaston voor het eerst
beschreven werktuig om de helling van den horizon op zee te nieten. Het ontving zijn naam van het Engelschc dip of the horizon, kimdui- king, en sector, een hoekmeter, welke slechts weinige graden omvat. GNOMON is een eenvoudig, tegenwoordig lang buiten gebruik ge-
raakt , werktuig om de hoogte der Zon te meten, eu daarnaar den tijd te bepalen. In zijn eenvoudigsten vorm bestond het bij de ouden uit eene op een vlak loodrecht opgerichte zuil. Wanneer die zuil door de Zou beschenen werd, wierp zij eene schaduw achter zich, en daar- uit berekende men den waren tijd. Gnoniotiek is daarom de kunst om zonnewijzers te vervaardigen. HELIOMETER. Zie de noot van bladz. 301.
KIJKER is een werktuig, waardoor ver verwijderde voorwerpen
vergroot en daardoor dichterbij schijnen. Men onderscheidt twee soor- teu: dioptrische en katoptrische verrekijkers. De eerste soort zijn dezulken, bij welke de lichtstralen door glaslenzen gebroken vvor- den; men noemt ze daarom ook REFRACTOREN. De tweede soort noemt men meer Telescopen of REFLECTOREN, omdat de licht- stralen niet gebroken maar door spiegels worden teruggekaatst. In zijn eenvoudigsten vorm bestaat een astronomische kijker uit
twee lenzen, aan weerszijden van een koker geplaatst. De grootste, welke gericht is naar het waar te nemen voorwerp, noemt men daarom voorwerpglas of objectief. Alle de stralen, welke van het voor- werp uitgaan, vereenigen zich achter de lens in een punt, dat men het brandpunt noemt, en het beeld, dat in het brandpunt gevormd wordt, beschouwt men nu door eene sterk vergrooteude lens, welke men het oogglas of oculair noemt. Om het gezichtsveld te vergrooten, gebruikt men gewoonlijk een
oculair, dat uit twee lenzen bestaat. Zulk een kijker toont ons alle voorwerpen in eene omgekeerde richting, hetgeen echter voor de waarne- ming der hemellichamen volstrekt niets hindert; maar voor de waar- neming van aardsche voorwerpen brengt men tusschen het objectief |
|||||
|
502
|
|||||
|
en liet oculair nog eene derde lens, waardoor liet beeld, dat het ob-
jectief vormt en omgekeerd is, opnieuw wordt omgekeerd, en men het dus in zijne ware gedaante en richting ziet. De vergrooting van een kijker is gelijk aan den afstand van het
brandpunt van het objectief, gedeeld door den afstand van het brand- jiunt van bet oculair. Daar het echter in de meeste gevallen zeer moeielijk is die brandpunten te bepalen, kan men nuttig het vol- gende middel gebruiken om de vergrooting van een kijker te bepalen. Men stelt eerst den kijker op een ver verwijderd voorwerp, bijv. op de Zou, zoodat men de zonneschijf zoo scherp mogelijk waarneemt. Daarna richt men dien op een helder punt van den hemel, en houdt dicht achter het oculair een klein blad geolied of doorzichtig papier. Nu zoekt men het punt, waar de kleine heldere schijf, welke men op het papier waarneemt, zoo scherp mogelijk begrensd is, en meet dan de middellijn er van; zooveelmaal nu de middellijn dier kleine schijf in de ware middellijn van het objectief gedeeld kan wor- den, zooveelmaal vergroot de kijker. Behalve de vergrooting, komt bet bij een kijker vooral op de
duidelijkheid aan, waarmede men het beeld waarneemt; de oudere kijkers hadden allen het gebrek, dat zij de voorwerpen vertoonden met gekleurde randen, omdat de verschillende kleuren, waaruit de lichtstraal bestaat, verschillend hrekingsvermogen hebben, en zich dus niet weder in hetzelfde punt vereenigen. Thans is het gelukt dit gebrek te overwinnen, en door de samenvoeging van twee objee- tieven uit verschillende glassoorten, crownglas en flintglas, kijkers te vervaardigen, waarin die kleurenschifting ontbreekt; deze worden dinlytische of achromatische kijkers genoemd. Plüssl in Weenen, Merz de opvolger van Fraunhofer in Munchen, en Molteni in Parijs zijn door de vervaardiging van zulke werktuigen beroemd. Omdat grootere kijkers een klein gezichtsveld bezitten, is het
zeer moeielijk een bepaald voorwerp aan den hemel te vinden. Om dit nu te vergemakkelijken, worden die kijkers met een kleinen kijker voorzien, Zoeker genaamd, die evenwijdig staat met de as van den grooten, en een groot gezichtsveld bezit, en voorzien is met een kruis van fijne metaaldraden, waardoor bet gemakkelijk wordt het voorwerp in het brandpunt van den grooten kijker te bren- gen. Dat onbeweeglijkheid van voetstuk een noodzakelijk vereischte is, laat zich gemakkelijk hegrijpen |
|||||
|
503
|
|||||||
|
Over de uitvinding der kijkers kunnen wij hier niet verder uitwei-
den, alleen willen wij aanmerken, dat men geruimen tijd ten on- rechte Zaeharias Jansen als den uitvinder der verrekijkers heeft ge- noemd, terwijl latere onderzoekingen aan het licht hebben gebracht, dat die eer toekomt aan Johannes Lippershey, brillenslijper te Middelburg, die den 2 Oct. 1608 aan de Staten-Generaal zijne uitvinding bekend maakte. De Reflectoren of spiegeltelescopen missen het objectief en hebben
onder in den koker een hollen of brandspiegel, die de eigenschap heeft om op zekeren afstand de daarop vallende lichtstralen in één brand- punt te vereenigen, en daar een beeld te vormen van het waar te nemen voorwerp; dit beeld nu neemt men waar met een sterk ver- grootend oculair, dat men, evenals Newton deed, aan de zijde van den koker kan aanbrengen, of als Gregory, die de brandspiegel door- boorde en in zijn brandpunt een anderen spiegel plaatste, welke bet beeld terugkaatste, zoodat het met een oculair, achter deu brandspiegel geplaatst, kon worden waargenomen: noodzakelijk moeten daardoor vele lichtstralen gedoofd worden en de helderheid van het beeld ver- liezen, daarom bracht W. Herschcl zijn oculair aan de onderste zijde van de naar liet voorwerp gerichte opening. De grootste thans in werking zijnde telescoop is die van lord Rosse
te Parsonatown in Ierland opgericht. De opening van dat reuzenwerk- tuig heeft ongeveer twee meters ïniddellijn en een brandpuntsafstand van 17 nieters, terwijl alleen de spiegel van dien telescoop 7<MH) pond weegt. De onkosten van dat werktuig worden begroot op 12,000 pond sterling \'. MERIDIAANCIRKEL. Aldus noemt men bet hoofdwerktuig der
nieuwere astronomische waarnemers, waarmede de hoogte en daar- door de declinatie van de hemellichamen met een hoogen graad van nauwkeurigheid worden bepaald. Het bestaat uit een kijker, die zich juist in het vlak van den meridiaan beweegt, en uit een cirkel lood- |
|||||||
|
1 Voor minnaars der sterrenkunde maken w(j hier melding van een kijker van
Molteni, die niet verwonderlijke scherpte ons de meeste verschijnselen toont in dit werk beschreven, en die met een bruikbaren voet, sterrenkundige oogbuis en zonne- glas, voor de geringe som van ongeveer 30 gulden te ontbieden is bij den lieer P. J. Kipp en Zonen te Delft. Die over grootere som te beschikken heelt, raden wij aan een kijker uit Munchen te doen ontbieden met een parallaktischen voet uit Engeland. 33
|
|||||||
|
öfU
|
|||||
|
recht op de as van het werktuig geplaatst, en zoo nauwkeurig moge-
lijk in graden, minuten, seconden, enz. ingedeeld. Om het juiste oogen- blik van den doorgang van cenig hemellichaam te bepalen is er in het brandpunt des kijkers een netwerk van fijne draden geplaatst, dat door eene bepaalde inrichting \'s nachts door eene lamp verlicht kan worden. MICROMETER noemt men het werktuig, dat gebruikt wordt tot
het meten van zeer kleine boeken; het wordt geplaatst in het brand- punt des kijkers en bestaat uit een horizontalen en vertikalcn draad: door een schroef kan men van buiten een derde ook horizontalen draad grooler of kleiner afstand geven van de vaststaande horizontale, en daardoor is het mogelijk de kleinste afstanden met nauwkeurig- heid te bepalen; naarmate de vorm is draagt bet verschillende namen, zooals cirkel-micrometer, sch roefmicrometer, draadmicrometer of rnit- micrometcr. In plaats van draden gebruikt men in den Iateren tijd dunne glasplaatjcs, waarop op bepaalde afstanden fijne strepen zijn gegraveerd. De heliometer hierboven genoemd is een micrometer van de hoogste nauwkeurigheid. MULTIPLICATIECIRKEL ook wel repetiticcirkel genoemd, heeft
veel overeenkomst met den meridiaancirkel en bestaat uit een kijker met een ingedeelden cirkel, maar verschilt er van doordat de laatste uitsluitend tot waarnemingen in en de eerste tot waarnemingen buiten den meridiaan wordt gebezigd. Hij is zoo ingericht, dat men op verschillende wijzen den limbus (ingedeelden rand) gebruiken kan om den aangegeven stand te verificeeren en daardoor de fouten te vermijden in de zuivere aanwijzing der graden, enz., collimatiefoutcn genaamd. MUURKWADRANT, een vroeger op de sterrenwachten gebruikt
wordend werktuig aan een muur verbonden in het vlak van den mcri- diaan om de culminatie der sterren waar te nemen; het bestond uit een vierde deel vau een cirkel (kwadrant), terwijl een kijker, die zich om het middelpunt liet bewegen, op den limbus de hoogte aanwees. NONIU.S, ook wel Vernier genoemd, is de wijzer, die zich langs
den limbus der ingedeelde cirkels beweegt, en die zoodanig is ingc- deeld, dat men daardoor zeer nauwkeurig onderdeden van een geheel meten kan. Den wijzer zclven noemt men Alhidade. Petrus Yernier was in IG.\'Jl er de uitvinder van. Nunez, vanwaar Nonius, had een ander maar niet practisch genoeg middel aangewend, |
|||||
|
öot»
|
|||||
|
PASSAGE INSTRUMENT, een werktuig ook middagkijker gc-
naamd, waarmede men den doorgang der sterren door den meridiaan en tevens de rechte opklimming waarneemt, hetgeen bij den meridiaan- cirkel niet geschiedt. PHOTOMETER is een werktuig, waardoor de lichtkracht van een
hemellichaam wordt gemeten. In de sterrenkunde zijn er twee als zeer bruikbaar aangewezen, de prisma-photometer van Steinheil en de astro-photoineter van Zöllner. De eerste bestaat uit een kijker, wiens objectief in twee gelijke
helften is verdeeld, zoodanig ingericht, dat ieder dier beide helften nader bij bet oculair kan gebracht worden: door bijzondere glasprismen ontvangt iedere helft het licht van een der beide te onderzoeken en te vergelijken lichamen. Nu worden de beide helften zoodanig ver- schoven en geplaatst, dat het oog beide voorwerpen in dezelfde licht- kraclit ziet, en uit liet verschil van stand van de beide helften van het objectief wordt de ware lichtkracht bepaald. De Astromcter van Zöllner is echter anders ingericht, en men ge-
bruikt daarbij eene kunstster van gelijke lichtkracht, waaraan men door polarisatie verschillende graden van helderheid kan mededeelen, die zeer nauwkeurig te meten zijn. SPIEGELSEXTANT, een door Newton uitgevonden werktuig, om
o}) zee hoekafstanden te meten; het bestaat uit een zesde deel van een cirkel, vandaar de naam sextanten uit twee spiegels, van welke de eene vaststaat en de andere aan den wijzer verbonden is. De vaststaande spiegel is slechts ten halve bekleed, zoodat men
door het onbekleedc gedeelte een der te meten voorwerpen waarneemt: mi wordt de wijzer met den daarop staanden spiegel zoodanig bewogen, dat het beeld van het tweede voorwerp in het beklecde gedeelte des vaststaanden spiegels kaatst, wanneer nu beide voorwerpen, het eene in beeld en het andere rechtstreeks waargenomen, zich vertikaal boven elkander vertoonen, dan toont de wijzer den afstand dier beide voorwerpen op den limbus van het werktuig. THEODOLIET is een veel gebruik wordend werktuig, waarmede
men horizontale en vertikale hoek-afstanden meten kan en bestaat uit een kijker met een horizontalen en een vertikalen ingedeelden cirkel, en komt wat inrichting en gebruik betreft met den multipli- caticcirkel overeen. UNIVERSAALINSTRUMENT noemt men een astronomisch werktuig,
33*
|
|||||
|
506
|
|||||||
|
dat men gelijkelijk als meridiaancirkel, niultiplicatiecirkel en Theodoliet
kan gebruiken. ZENITHSECTOR wordt reeds door den naam aangeduid; bet is een
astronomisch werktuig, waarmede men den boekafstand van bet zenitfa bepaalt; de limbus bevat slechts een klein gedeelte van den cirkelom- trek, vandaar is bet slechts geschikt om boeken te nieten van weinige graden. |
|||||||
|
§ 2. VERKLARING EN GEBRUIK VAN DE RIJ DIT WERK
GEVOEGDE STERRENKAART. De stereographisch geteekende sterrenkaart is eenc perspectieve
afbeelding van dat gedeelte vanden sterrenhemel, dat op onze breedte kan worden waargenomen. De groote cirkel, welke ongeveer het midden der kaart inneemt en
de pool tot middelpunt heelt, is de hemelaequator, verdeeld in urenen gedeelten van 10 minuten, om daardoor gemakkelijk de rechte opklim- ming van elk aangeduid hemellichaam te kunnen bepalen. Tot gemak is aan den buitensten rand der sterrenkaart de oudere en nog vaak gebruikte telling niet graden aangegeven. Op de ecliptica zijn nauwkeurig de 12 teckens van den dierenriem
niet hunne eigenaardige symbolen aangegeven, tevens is de plaats aan- geduid, welke de Zon inneemt, op den eersten, tienden en twintigsten dag van iedere maand. De beide lijnen, die elkander in de pool loodrecht snijden, stellen
de declinatiecirkels voor, waarvan de colnrus door de evennachtspun- ten loopend in graden is verdeeld, die steeds grooter worden naarmate zij zich verder van de pool bevinden; \'de aard van een stereographisch ontwerp brengt zulks mede. Reide verdeelingen dus de aequator met de uurvcrdceling en de
declinatiecirkels niet de graadindeeling zijn voldoende om den stand van eenig hemellichaam op de sterrenkaart te bepalen en aan te teekenen. Om de sterrenkaart niet met teekens eu sterren te overladen en
daardoor ruimte en duidelijkheid te winnen, zijn slechts de voornaamste sterren van ieder sterrenbeeld aangeteekend en tevens die dubbel- en veranderlijke sterren alsmede zulke ncvelvlekken, die gemakkelijk zijn |
|||||||
|
507
|
|||||
|
waar te nemen; liet hoofddoel immers van zulk eene kaart is de ster-
renbeelden niet de voornaamste hemellichamen, waaruit zij bestaan, op eene gemakkelijke wijze te leeren kennen. Om de sterrenkaart tot haar gebruik dienstig te maken, wordt zij
in het midden van den broeden zwarten cirkel, welke haar omgeeft, uitgesneden en op een bordpapier geplakt, terwijl men evenzoo den cirkel met de verdeeling der maanden en dagen juist in denzelfdcn stand met betrekking tot de sterrenkaart als waarop hij gedrukt is op cenen evenzoo uitgesneden cirkel van bordpapier plakt, in diervoege namelijk, dat de cirkel, waarop de maanden staan aangeteekend iets hooger staat dan het vlak van de sterrenkaart. Nu wordt ook de tweede kaart, waarop de uren van dag en nacht
staan, bij haren uitersten cirkel uitgesneden, en op eene even groote bordpapieren schijf geplakt, welke dan juist op de sterrenkaart bin- ncn den hooger liggenden maandrand past. De cirkel, in welks om- trek de windstreken staan aangegeven, moet evenzoo bij den binnen- sten rand worden uitgesneden, dan stelt dien uitgesneden cirkel ons den horizon voor. Wanneer men het Noorden en Zuiden door een draad verbindt, of beter nog een koperdraad, waarop de graden staan aangeteekend, dan vertegenwoordigt zulk een draad ons den meridiaan van de plaats, waar wij ons bevinden. Langs den rand van dien horizon staan de voornaamste streken
aangeteekend, die evenzoo om den aard van het stercographisch ont- werp niet evemer van elkander voorkomen. Nu is de sterrenkaart tot haar doel gereed, één voorbeeld zal het
gebruik er van duidelijk maken. Om bijv. den stand der sterren te weten op den 31»*en Augustus des avonds ten 11 ure en 40 minuten. Men zoekc op den verhoogden rand der sterrenkaart den 31**6» Au- gustus, en plaatse dan het begeerde uur, dat men op de tweede schijf of kaart zoekt, zoodanig binnen den verhoogden rand, dat het uur samenvalt niet den begeerden dag, dan zal het deel van de ster- renkaart, dat zich binnen den uitgesneden cirkel van den horizon ver- toont, geheel overeenkomen met den stand van den hemel op dat oogenblik; dan zal de Slang in het westen ondergaan, de Stier in het O.N.0. opkomen, terwijl de Zwaan zich ongeveer in het zenith zal vertoonen. Door middel van zulk eene sterrenkaart, welker gebruik volstrekt
gecne moeielijkheden oplevert, worden vele vraagstukken opgelost, |
|||||
|
508
|
|||||
|
welke anders groote mathematische kennis en lange berekeningen vor-
deren. Daardoor vindt men gemakkelijk de plaats aan den horizon, waar
eene ster of planeet opkomt, en den tijd hoelang zij zichtbaar blijft- Daardoor vindt men tijd en plaats van op- en ondergang der Zon,
en de lengte van den dag. Daardoor vindt men voor een bepaald uur den stand van den voor
ons zichtbaren sterrenhemel. Evenzoo vindt men den dag, waarop eene vaste ster of eene planeet
tegelijk met de Zon op- of ondergaat, of waarop eene ster opkomt, wanneer de Zon ondergaat of omgekeerd. Evenzoo vindt men den tijd, waarop eene ster vroeger op- of onder-
gaat dan eene andere ster, enz. enz. Zeker verkrijgt men door middel der sterrenkaart niet zidke nauw-
kcurige en juiste uitkomsten als door berekening. Zulks is echter in de meeste gevallen ook niet noodzakelijk, en de daardoor verkregene oplossing van zeer vele vraagstukken is voldoende voor het doel van de minnaars der sterrenkunde. |
|||||
|
INHOUD DER PLATEN.
|
|||||
|
Iibulz.
I. Fig. 1. Elliptische vorm der zonneschijf aan den horizon.
„ 2. Zonderlinge vormen der zonneschijf aan den hori- zon der zee....................... 15
II. ,, 1. Schijnbare afmeting der zonneschijf in hare ver-
schillende afstanden van de Aarde. ,, 2. Schijnbare afmeting der zonneschijf uit de verschil- lcnde planeten gezien.................. 17
III. Zonnevlekken volgens de waarneming en teekening
van .1. Herschel..................... 35 IV. „ 1. Zonnevlek met hare fakkels, waargenomen den 14
Februari 1805, door Chacornac.
„ 2. Zonnevlek met hare fakkels, waargenomen door Secchi.......................... 36
V. „ 1. Zonnevlek, door Secchi waargenomen 25 Sept. 1805.
,, 2. Zonnevlek, door Secchi waargenomen Februari 1860. 37
VI. „ 1. Verandering eeuer zonnevlek, waargenomen door Dawes den 27, 29 en 31 October en den 2 Novem- ber 1859. ., 2. Verandering eener zonnevlek, waargenomen door den schrijver September 1870............. 38
VII. Zonnevlekken. — I\'hotospheer. — Halfschaduw. —
Kern........................... 39
VIII. Stand der zonnevlekken. Volgens de breedte in de
jaren 1853—1861 volgens Carrington........ 40
IX. 1 Soort. Spectrum van eene vaste gloeiende stof.
2 ,, Spectrum van eene gasachtige gloeiende stof.
3 ,, Zonnespeetrum..................... 52
X. Gasachtige zonneuitwassen. Waargenomen den 18
Juli 1800 bij totale zonneclips............ 57
XI. Fig. 1. Gasachtige zonneuitwassen, waargenomen doorZöll-
ner 29 Augustus 1809 ten 10 uur 22 min. ., 2. Dezelfde ten 11 uur 20 min............. 58 |
|||||
|
II INHOUD DEK PLATEN.
bladt.
1\'la.vt XII. Fig. 1. Uitlogging der zonnevlekken, volgens de hypothese
van Wilson; aa de photospheer; bbb inwendige
dampkring; A zonnevlek met kern en halfschaduw;
H kern zonder halfschaduw; C halfschaduw zonder kern.
,, 2. Schijnbare verandering in den vorm eener vlek
naar den rand...................... 60
„ XIII. Zonnestelsel.
,, 1. Loopbaan der planeten.
„ 2. Helling der planetenbaan op het vlak der Ecliptica. 70
,, XIV. Verklaring der conjunctie en schijngestalten van Mercurius........................ 86
„ XV. ,, 1. Schijnbare afmeting van Mercurius op verschillen-
den afstand. ,, 2. Afmetingen van de Aarde en Mercurius. ,, 3. Loopbaan van Mercurius. — Helling der as. Aequa- toriale band. — Stand op het tijdstip der equino- xen en solstitié\'n.................... 90
,, XVI. Overgangen van Mercurius in deze eeuw...... 92
., XVII. ,, 1. Venus; haar solstitium , helling der omwentelingsas.
„ 2. Schijngestalten van Venus; vlekken op de beide half- einden naar IJianchini.................106 ,, XVIII. ,, 1. Bolvorm van het vasteland. — Horizon volgons
verschillende hoogten. „ 2. Bolvorm der zee. — Verklaring van het verschil in het waarnemen van een naderend schip.
,, 3. Onderlinge hoogte dor bergen en van den damp- kring. — Diepte der zee en vooronderstelde dikte der aardkorst......................113
,, XIX. ,, 1. De Aarde uit de hemelruinite gezien.
„ 2. Verklaring van het verschil tusschen een sterren-
dag en een zonnedag..................126 „ XX. Loopbaan der Aarde. Het jaar en de jaargetijden.—
Onveranderde richting der as.............137
„ XXI. „ 1. Stand der Aarde op het tijdstip der aequinoxen. —
(lelijkheid van dag en nacht over de gansche Aarde.
„ 2. Stand der Aarde op het tijdstip der solstitié\'n. —
Ongelijkheid van dag en nacht............139
„ XXII. Schijngestalten der Maan...............148
„ XXIII. „ 1. Loopbaan der Maan. Verklaring der schijngestalten.
„ 2. Verklaring van het verschil tusschen synodische en siderische omwenteling.................149
|
||||
|
INHOUD DF.U PLATEN. III
lilmU.
Verschil van afstand der Maan aan den horizon
on in het zenith.
Afmetingen van de Aarde en de Maan.
Ware omwenteling der Maan in eene maanmaand. 158
Volle Maan.....................161
De Maan in het eerste kwartier, volgens eene
photographie door Warren de la ltue......162
Het inwendige van een eirkelgebergte met cen-
traalbergen en kraters. Maankrater bij zons-opgang. Maankrater bij zons-ondergang..........168
Ringgebergte Copernic, volgens Snryth.
De Piek van Teneriffe en omliggende deelen , vol-
gens Smyth.....................170
Maanlandschap op het tijdstip van volle Aarde. 173
Stenographische kaart van Mars, naar teeke- ningen van Dawes.................181
Helling der as van Mars — solstitie.
Schijnbare afmeting van Mars op verschillenden afstand........................188
Sterrenkaart uit de atlas van Chacornac.
Ontdekking eener kl. planeet met behulp der sterrenkaarten....................201
Jupiter, naar Warren de la Rue; duistere en
heldere banden; overgang en schaduw van een wachter. Jupiter en zijne vier wachters..........206
Helling der as op het vlak van Jupiters loopbaan.
Loopbanen der wachters van Jupiter. Afmetingen der wachters van Jupiter vergele- kon met do Maan en de Aarde..........211
Saturnus en de Aarde.
Verklaring der verschillende gestalten van den
saturnusring.....................224
Saturnus uit den ring gezien.
De ring uit Saturnus gezien op het tijdstip tus-
schen de aequinoxen en de solstitiün.......228
Onderlinge afmetingen der Zon en der voornaam-
ste planeten.....................242
De komeet van Donati, volgens waarneming van
O. P. Bond den 4 October 1858.........247
|
||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||
|
XXVII.
|
||||||||||||||||||||||||
|
„ XXVIII.
|
||||||||||||||||||||||||
|
XXIX.
XXX. XXXI.
|
||||||||||||||||||||||||
|
XXXII.
„ XXXIII. „ XXXIV.
XXXV.
„ XXXVI.
„ XXXVII.
„ XXXVIII. |
||||||||||||||||||||||||
|
INHOUD DER PLATEN.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
IV
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Hoofd en korn der komeet van 1858, waargeno-
men door Bond.
Hoofd en kern der komeet van 1861, waai-geno-
men door Secchi den 1 Juli.............248
Meteoor met staart..................271
Banen van 83 vallende sterren, waargenomen door
A. S. Herschel te Glasgow in den nacht van den 13 November 1866. Uitgangspunt in het sterren- beeld den Leeuw. Verklaring van den Augustus- en November-sterren-
val in de hypothese van eenen ring met meteoren. 280 Zodiakaal-licht.....................291
De Sterrenhemel (Noorden). Middernacht 1 Janu-
ari. Titelplaat. De Sterrenhemel (Zuiden). Middernacht 20 Decemb. 317
De Sterrenhemel (Zuiden). Middernacht 22 Maart. 319 De Sterrenhemel (Zuiden). Middernacht 20 .luni. 320 De Sterrenhemel (Zuiden). Middernacht 22 Septemb. 321 De Sterrenhemel (Zuiderhalfrond). Middernacht 20 December, gezien op de kusten van Patagonië . . 323 Kleur der Sterren...................359
Sterrenhoopen, volgens teekeningen van J. Herschel. 376
Kingvormige nevelvlekken. Groepen van nevelvlekken..............379
Spiraalvormige nevelvlek uit de Maagd, volgens
Lord Rosse.
Spiraalvormige nevelvlek uit Cepheus, volgens Lord
Rosse..........................384
Nevelvlek uit de Jachthonden............385
Nevelvlek uit den Vos, genaamd Dumb-bell, vol-
gens Lord Rosse.
Nevelvlek uit den Stier (crab nebuia), volgens
Lord Rosse.......................386
Nevelvlek uit Orion , volgens teckening van G. Bond. 387
Verklaring van do praecessie der Evennachten . . 429 Verklaring van de Eb en den Vloed........444
Verklaring der Eclipsen................462
Richting der maan-schaduw op de Aarde bij do
totale zon-eclips van 16 April 1874........467
Berekening van de snelheid dos lichts door de
verduistering der Jupiterwachters..........481 |
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
„ XLII.
„ XLIII.
„ XLIV.
„ XLV.
„ XLVI.
„ XLVIT.
„ XLVIII.
„ XLIX.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
LI. „ 1
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
LV.
LVI.
LVII.
LVIII.
LIX.
LX.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
INHOUD.
|
|||||||||||
|
VOOEEEDE.............................................................. —
|
|||||||||||
|
Inleidini; .
|
|||||||||||
|
EERSTE DEEL.
|
|||||||||||
|
HET Z O N N E S T E L S E L.
Optelling der sterren, die liet zonnestelsel uitmaken. De zon. De planeten en
hunne wachters. De kometen, de vallende sterren en het zodiaklieht. Omwente- lings- en vooruitgangsbeweging der hemellichamen van ons stelsel. Gewicht van de voorafgaande studie van het zonnestelsel................................... U |
|||||||||||
|
EERSTE BOEK.
|
|||||||||||
|
DE ZON.
[■te APDEBHNG. — VOEM, AFSTAXD ES AFMET1NU DE» ZON.
§ 1. De zon met het bloote oog beschouwd. Hare schijnbare bewegingen heb-
ben hunnen grond in de omwenteling en den omloop der Aarde. Vorm der schijf aan den horizon. Werking en invloed der atmogpherische refractie. De ware vorm is een volkomen cirkel. De zon, aan den horizon grooter schijnende dan in liet toppunt, is slechts gezichtsbedrog................................................... 14 s? 2. Schijnbare afmeting der zonneschijf. Verschil in den loop van een jaar.
Hoevele zonneschijven noodig zijn om rondom den horizon te bezetten De Zon uit de verschillende planeten gezien. Verschillende graden van licht en warmte door ieder van hen ontvangen.............................................. 17 § 3. Afstand van de Zon tot de Aarde. Wat men door de parallaxe der Zon
verstaat. Meeningen der ouden over den afstand. Aangenomen parallaxe en afstand. Afstand, door voorbeelden opgehelderd. . . .................................. 19 §4. Ware afmetingen der Zon. Middellijn, omtrek, oppervlakte en inhoud
der Zon, De omvang der Zon, vergeleken met de Aarde. Vergelijkingen........ 22 |
|||||||||||
|
INHOUD.
|
|||||||||||||||
|
\\1
|
|||||||||||||||
|
Bladz.
II<1<-\' AFDEELINO. — OMWEXTEIINO DER ZON. § 1. Omwenteling der zon, door J. Bruno en Kepler voorondersteld, door Fa-
bricius en Gallileï ontdekt. De zonnevlekken, hunne schijnbare beweging. De Zon wentelt v:in het westen naar het oosten...................................... 25 § 2. Verschil tusschen de schijnbare en ware omwenteling der zonnevlekken.
Polen en evenaar der Zon. Vorm der loopbanen van de vlekken. volgens den tjjd van het jaar. Verschil van den duur der omwenteling, waargenomen volgens de breedtegraden der vlekken................................................. 29 Illilf AFDEELINO. — DE ZONNEVLEKKEN.
$ 1. Zonnevlekken; kern en halfsehadiiw. Lichtende vlekken of fakkels; hun
verband met do duistere vlekken. Verschillende vorm en afmeting der zonne- vlekken. Ontstaan , verandering en beweging dier vlekken................... 34 § 2. Oppervlakte der zon. Beschouwing van het lichtomhulsel of photospheer.
Poriën of korrelingen, strepen der halfschaduw. Wilgen bladen of rjjstkorrcls. . . 38 § :i. Streek der vlekken. Verdeeling der groepen volgens den breedtegraad.
|
|||||||||||||||
|
Getal der vlekken; hun duur en bepaalde versch
|
1
|
ijning. Verband tusschen de
|
|||||||||||||
|
vlekken en de temperatuur op Aarde en de storingen der magneetnaald......... S\'J
IV\'l1-\' AFDEELINO. — PIIYSISCHE Elf CHEMISCHE AARD DER ZON.
§ I. Massa en dichtheid der Zon. Zwaarte der Zon......................... 42
§ 2. De Zon bron van licht, warmte en scheikundige werking. Voeding der
zonne-uitstraling............................................................ 44 § 3. Spoctraal-analyso. Ontleding der zonnestralen. Chemische kracht der Zon.
Heeft de Zon een dampkring? Uitwassen (protuberancen) der Zon. Waterstollaag rondom het lichtomhulsel der Zon........................................... 50 $ 4. Wat is de Zon? Is de kern onder de photospheer vast, vloeibaar of gas-
achtig? Wat zhn de zonnevlekken? Opgave der verschillende theoriën.......... 58 |
|||||||||||||||
|
TWEEDE BOEK.
|
|||||||||||||||
|
DE PLANETEN.
Inleiding. Omwenteling en omloop. Richting dier beweging. Ellips- en hare
eigenschappen. Wetten van Kepler en hunne verklaring. Verdeeling der planeten 07 Iste AFDEELINO. — MERCTJEIUS.
§ 1. Mereurius met het blooto oog gezien. Zijne periodieke omwenteling en
schijnbare beweging ten oosten en westen van de Zon. Apollo. Mereurius lijj de ouden. Uitlegging dier schijnbare beweging. Conjunctie. .Stilstand en achteruit- gang van Mereurius. Synodische omwenteling. Sidcrlschc omwenteling. Duur, vorm en afmetingen der loopbaan. Afstand van de Zon. Snelheid. Afstand van de Aarde............................................... .........."...... 85 $ 2. Mereurius met den telescoop bezien. Schijngestalten. Overgang over de
Zon. Schijnbare middellijn. Ware afmetingen, vergeleken niet de Aarde Opper- vlakte, inhond, afplatting.................................................. 80 $ :i. Physische aard van Mereurius. Warmte en licht. De Zon uit Mereurius gezien.
Omwenteling van Mereurius. Zijne dagen en nachten; jaargetijden, jaar en klimaat. Heeft Mereurius een dampkring? Banden langs den evenaar. Tnndvorm der sehjjf. Bergen. Lichtend punt op de schijf. Massa en dichtheid. Zwaartekracht op zijne oppervlakte................................................................ \'J2 II\'1\'\' AFDEELINO. — VENUS.
§ 1. Venus, avond- en morgenster. Oostolh\'ke en westelijke afwijking. Venus
met het bloote oog gezien: glans, tinteling, kleur. Synodische en siderische |
|||||||||||||||
|
\\ II
|
|||||||
|
INHOUD.
|
|||||||
|
Bladi.
omloop. Uuur van het jaar. Afstand van de Zon, van de Aarde. Snelheid van be-
weging................................................................... 90 i 2. Venua met den telescoop waargenomen. Schijngestalten en verandering
van schijnbare middellijn. Zichtbaarheid bij vollen dag. Probleem van llallcy. Ware afmetingen, oppervlakte en inhoud. Overgang van Venus over de Zon.... 102 f 3. Omwenteling van Venus. Sterrendag en zonnedag. Dag en nacht op Venus.
Haar jaar, klimaat en jaargetijden. Verschil in licht en warmte, aschgrauw licht. Dampkring van Venus. Blijvende vlekken. Zee en vastland. Bergen. Spectraal- analyse. Massa, dichtheid en zwaarte........................................ 105 III(lc AFDEELINO. — DE AAItDE.
§ 1. Beschouwd in de ruimte. Bewijzen dat zü rond is. Afplatting aan de
polen , bewezen door de meridiaan-meting en den slinger. Elliptische vorm van den evenaar. De Aarde is een bol met drie ongelijke assen. Afmetingen. Massa, middelbare dichtheid. Straalbreking van den dampkring........................ 111 § 2. Aswenteling der Aarde. Hare gelijkvormigheid en duur. Verschil tusschen
sterren- en zonncdagen. Snelheid der omwenteling op verschillende breedtegraden. Wat er gebeuren zou, wanneer die omwenteling eensklaps ophield. Bewijzen voor die omwenteling.......■................................................... 125 § 3. Wenteling der Aarde om de Zon. Klementen dier loopbaan. Snelheid der
verplaatsing. Schijnbare jaarlijksehe beweging der Zon langs het hemelgewelf, uit- legging. l>e middelbare dag en middelbare sterrentijd. Tropisch jaar. Jaargetijden, verschil in lengte. Verschil in duur van dag en nacht, volgens de breedte en de verschillende tijdperken des jaars. Verschillende streken en klimaten. Bestendig- heiil der elementen van de aardsche loopbaan. Bewijzen voor de loopbaan der Aarde om de Zon........................................................... 131 IVdc AFDEïXING. — DE MAAN.
$ 1. Schijngestalten der Maan. Schijnbare beweging. Synodische en siderische
omloop. Elementen van den omloop Ware vorm van den maanloop in de ruimte. Erectie en libratie. Schijnbare en ware afmetingen. Oppervlakte en grootte der Maan. Omwenteling der -Maan. Geluke duur der beide bewegingen der Maan. Zwaarte en dichtheid....................................................... 110 § 1. Maanvlekken. Zeeën of vlakten en bergen. Vulkanisch karakter der
maanbergen. Walgebergten. Kraters. Killen. Hoogte der maanbergen. Groeven of lichtstrepen............................................................. 100 § 3. Klimaat op de Maan. Heeft de Maan een dampkring V Bewijzen voor het
bijna zekere, dat de Maan geen lucht en geen water heeft Maanlandschap. Heeft het van de Aarde afgewende halfrond dezelfde samenstelling................... 171 § t. Sterrenkunde voor een maanbewoner. Zijn er bewoners op de Maan?
Uuur der dagen en nachten. De Aarde uit de Maan gezien. De sterren. De nevelvlekken. Zoneclipsen op de Maan. Invloed der Haan op de Aarde........ 174 Vlll! ATDEELINCJ. — MARS.
i 1. Schijnbare bewegingen van Mars. Oppositie, conjunctie en quadratuur.
Duur der synodische en syderische omwenteling. Elementen van zijne loopbaan. Afstand van de Zon en van de Aarde........................................ 181 $ 2. Mars met het bloote oog beschouwd. Kleur en schittering. Mars met den
telescoop beschouwd. Zijne schijngestalten. Verschil in schijnbare miildillijn : ware afmetingen , oppervlakte en inhoud. Massa en dichtheid van Mars. Zwaarte op de planeet............................................................... 1S4 } 3. Mars met den telescoop beschouwd. Blijvende vlekken op de schjjf. Om-
wenteling der planeet. Dag en nacht, jaargetijden op Mars. Vaste vlekken , kleur, vastbind en zeeën. Veranderlijke vlekken, dampkring, sneeuw en ijs der polen. Waterdamp bewezen door de spectraal-analyse. Klimaat en meteorologie van Mars.................................................................. 1S7 VI<le AFDEELINO — PLANETOÏDEN. - KLEINE PLANETEN.
§ 1. Groot aantal der hemellichamen tusschen Mars en Jupiter. Iueenschake-
|
|||||||
|
VIII
|
||||||||||
|
INHOUD.
|
||||||||||
|
Bladi.
ling hunner loopbanen. Breedte der planetenstreck. Elementen der loopbanen.
Kleine afstand der naburige kleine planeten. Hunne physische conjunctie........ lü-J
j 2 Bijzonderheden over eenige kleine planeten: Vesta, Jono, Ceres en Pallas.
Hunne afmetingen. Wijze van ontdekking................................... I\'J7
Vilde AFDEELINW. — JUPITEB.
j 1. J upitcr met het blooto oog beschouwd. Klementen van zijne loophaan.
Afstand van de Zon en de Aarde. Schijnbare middellijn en ware afmetingen, omwenteling, dag en narht. Jaargetijden. Klimaat en meteorologie op de planeet. Massa, dichtheid en zwaartekracht........... .............................. 202 ^( 2. Physieke toestand van Jupiter, helden\' en donkere strepen. Veranderlijke
en blijvende vlekken. Verschillende hypothesen. Passaatwinden en aequatorialc stroomen. Dampkring, overeenkomende met dit.\' onzer Aarde................... 20(i f :). Het Jupitcrstelsel, zijne wachters of manen. Loopbaan en afstanden. Af-
metingen, massa, kleur en glansverandering der wachters. Omwenteling. Nut voor de scheepvaart........................................................ 210 VIII»"-- AFDEELISO. — SATUENUS.
§ 1. Saturnus, met het ongewapend oog gezien. Zjjne schijnbare beweging en
duur van zijn synodischen omloop. Beweging om de Zon, duur van den sidcri- sehen omloop. Elementen van zijne liaan en verschil iu afstand tot de Zon en de Aarde. Schijnbare en ware afmetingen. Poolal\'platting. Oppervlakte, inhoud, massa en dichtheid. Zwaartekracht op zijne oppervlakte....................... 210 j 2. Omwenteling van Saturnus. Dagen en jaargetijden. Warmte, licht op .Sa-
turnus. De ringen der planeet. Wachters. Dampkring.......................... 220 IXi1l AFDEELISO. — UBAKUS.
§ 1. Ontdekking van Uranus. Vorm en afmeting zijner loopbaan. Schijnbare en
ware afmetingen. Wachters der planeet, helling hunner loopbanen, en richting hunner beweging. Massa, dichtheid en zwaarte op de oppervlakte.............. 230 \\dc aFDEELIXG. — NEPTUNES.
§ 1. Geschiedenis en verklaring der ontdekking. Afstand. Schijnbare en wan;
afmetingen. Massa eu dichtheid. Wachter van Neptunus........................ 2.\'i5 |
||||||||||
|
DERDE BOEK.
|
||||||||||
|
DK KOMETEN.
DE VALLENDE STEUKKN. — HET ZODIAKAALL1C11T............... 215 D\'c AFDEELING. — BE KOMETEN".
«j I. Voorkomen der kometen. Hoofd, kern en staart. Verschil met de planeten
Loopbaan en beweging................................................... 2 tT S 2. i\'crugkecrende kometen iu ons zonnestelsel. Hunne beschrijving eu ele
inenten hunner loopbaan.................................................... 25:! II\'1" AFDEELIN\'U. — DE VALLENDE STEEEEN\'.
S 1. De vallende sterren met liet bloote oog waargenomen. Haar glans. Yor-
men van haren staart. Kleur van baar licht. De boliden of vuurbollen. Getal der vallende sterren, zichtbaar voor het ongewapend oog. Zwerm tan vallende ster- ren. Gissing naar het geheel getal der meteoren, over do gansche Aarde zicht- baar. Meteorenregen van Augustus en November. Voornaamste tijdpunten dier meteoorzwernien in den loop van het jaar.................................... 271 |
||||||||||
|
INHOUD.
|
|||||||||||
|
I\\
|
|||||||||||
|
bladi.
§ 2. Kosmische oorsprong dor vallende sterren. Middelbare hoogte harer ont-
branding en harer uitdooving. Snelheid harer beweging. Straalpunten van de voornaamste stroomen. Overeenkomst der meteoorsteenen en der kometen. Theo- rie van Schiaparelli........................................................ 276 S 8. Physieke natuur der vallende sterren. Overeenkomst met de boliden ol
vuurbollen. Uiteonbarsting der boliden. Luchtsteenen of aerolithen. Kosmische oorsprong der luchtsteenen en boliden. Mineralogische en chemische ontleding der meteoren. Vergelijking met derotsdeelen der Aarde. Kiassiiicatie van Daubree. 28 j IIIll,! AFDEELINO. — 11ET ZODIAKAALLICHT.
§ 1. Het zodiakaallicht in de verschillende streken onzer Aarde gezien. Waar-
schünlük bestaan van eeu lichtenden ring tusschen de Zon en de Aarde........ 2\'J1 |
|||||||||||
|
TWEEDE DEEL.
EERSTE BOEK.
|
|||||||||||
|
DK V A S T E S T E li R E N.
Istc AFDEELINO. — DE VASTE STERBEN.
§ 1. Tinteling der sterren, theorie van Arago en Respighi. Verschil met de
planeten. Verdeeling der vaste sterren. Getal, zichtbaar met het bloote oog en met den telescoop. Ligen licht der vaste sterren. Eundanientaalsterren......... 2\'J\'J Ude AFDEELINO. — DE STEBRENBEELDEN.
§ 1. Algemeen overzicht. Benamingen en gewaande oudheid van den Dieren-
riem. Hypothese van Laplace, Dierenriem van Denderah. Circumpolair sterren. Beweging der sterrenbeelden en stand op verschillende tijden. Beschrijving der sterrenbeelden rondom de Poolster .................... ................... 306 § 2. Sterrenbeelden van den zuiderhorizon zichtbaar. Orion met Beteigeuze en
Bigel. Groote en kleine Hond met Sirius en Procyon. Stier met de Hyaden, Al- debaran en de Pleiaden. De Tweelingen, Castor en l\'olhix. Kam, Walvisch, Eridaanvloed en de Kreeft. De Leeuw met Regulus. De .Maagd met Spica. lio- ötes en het haar van Berenice. De Kroon met Geinma. De .Slang en de Slangen- drager. Weegschaal, Raaf, Beker. Schorpioen met Antares. Lier met Vega. Arend met Athair. Hercules en de Zwaan. Andromeda en 1\'egasus. De Visschen....... 316 § 3. Sterrenbeelden aan den Zuideihemel, voor onze breedte onzichtbaar. Om-
gekeerde vorm. Zuiderkruis. Centaurus. Wolf. Altaar. Driehoek. Argo met €a- nopus en Eta. Vliegende visch. Draailnet. Kridaan met Achernar. Phoenix. Toe- can. Kraanvogel, indiaan. Pauw. Waterslang met Bèta. Wolken van Magellaan. Tijdsbepaling door de sterren............................................... 322 lilde AFDEELINU. — AFSTAND EN BEWEGINO DEB VASTE STEEBEN.
§ 1. Afstand van eenige vaste sterren van onze Aarde, Tjjil. welken het licht
noodig heeft om tot ons te komen. Gissingen naar de grootte der sterren. Ker- ste blik op de afmetingen van het zichtbare Heelal........................... 327 § 2. De sterreu zjjn niet onbeweeglijk. Meting en waarneming van die bewe-
ging; snelheid. Beweging van ons zonnestelsel. Richting van die beweging in de ruimte. Centraalzon...................................................... 333 IVdc AFDEELINO. — DUBBEL- EN VEELVOUDIGE STEBUEN.
§ l. Onderscheid tusschen optische en physisehe dubbelsterren. Wenteling der
dubbelsterren. Optelling der voornaamste berekende dubbelsterren. Eenheid der natuurwetten. Wachter van Sirius. Stelsel van veelvuldige zonnen.............. 310 |
|||||||||||
|
X
|
||||||||||
|
INHOUD.
|
||||||||||
|
bladz.
s; 2. Sterrcngroepen. Verzameling van zonnen, zichtbaar voor het gewapend
oog. Plciaden. Hyaden. Pruescpe. Hoofdhaar van Berenice. Groep uit Perseus. .. 350 Vde APDEELIXG. — VERANDERLIJKE EK NIEUWE STERREN.
S 1. Veranderlijke sterren. Mira uit den Walvisch en Algol uit Perseus. i uit
het schip en ,5 uit de Lier. Voornaamste veranderlijke sterren met bekende perioden. 352 S 2. Nieuwe sterren: van Tycho-Brahé in 1572. Van Kepler in 100U. Nieuwe
ster van 1866 in de Kroon ................................................ 355 $ 3. Verschil in kleur van het sterrenlicht. Enkelvoudige gekleurde sterren.
Kleur der dubbel- en meervoudige sterren. Kleurverandering Uur sterren. Hypo- thesen over die verandering................................................. 357 Vide AFDEELING. — rilYSISCH EN" CHEMISCH WEZEN\' DEK VASTE STERREN.
§ 1. Spectraal-analyse van het sterrenlicht. Verdeeling der sterreu inviervoor-
naiue typen. Chemische samenstelling van eenige merkwaardige sterren. Over- eenkomst en verschil der verschillende typen met de Zon. Verklaring van de kleur der sterren; blauwe tint van de wachters der dubbelsterren.............. 3G1 § 2. Verschillende hypothesen over de veranderlijke sterren. Rotatie-hypothese.
Gissing van Maupertuis. Sterverduisteringen. Spectraal-analyse en bewijs van waterstol\'gas-verbranding.................................................... 307 |
||||||||||
|
TWEEDE BOEK.
|
||||||||||
|
DE NEVELVLEKKEN.
I»\'e AFDEELING. STERREXHOOrEN EN NEVELVLEKKEN.
§ 1. Kegelmatige sterrenhoopen van bol- of st\'erisehen vorm. Ciroot aantal ster-
ren, welke zjj bevatten. Sterrenhoopen uit Hercules, Pjjl, Grooten Beer, Wa- tennan . Perseus, Eenhoorn , Giraffe en Tweelingen........................... 375 S ~. Onopgeloste, nevelvlekken. Voorkomen in de kijkers. Regelmatige vormen:
rond, elliptisch, ringvormig. Nevelvlekken uit de Lier. Planeetachtige nevelvlek- ken. gissingen naar hunne natuur. Nevelsterren en hypothesen daarover. Spiraal- vormige vlekken uit de .Jachthonden, de Maagd en Cepheus................... 37S § 3. (iroote onregelmatige nevelvlekken. Verschil in voorkomen, naargelang
der kijkers. Beschrijving der vlekken uit Andromeda, Dumb-bell uit den Vos, de Crab, Nebuia uit den Stier, en den Orionnevel............................ 381 IT.dc AFDEELING. — GROEPEN VAN NEVELVLEKKEN.
«5 1. Dubbele en meervoudige nevelvlekken. — Waarschijnlijkheid van on-
derling verband............................................................ 388 § 2. Beschrijving der beide Magellaanschc Wolken aan den zuiderhemel. Be-
Bchrjjving der beide zoogenaamde Kolenzakken............................... 3\'JO S 3. De Melkweg. Schijnbare vorm. Loop door de noorder- en zuidersterren-
beelden. De Melkweg met den telescoop bezien............................... 392 lilde AFDEELINO. — FHTSISCHE EN CHEMISCHE NATUUR DER NEVELVLEKKEN.
§ I. Hypothese over de nevelstot\'. Kleur en veranderlijkheid (Ier nevelvlekken.
Oorzaken dier kleur. Veranderlijke nevelvlekken. Verdwijning eener nevelvlek.. 3\'J5 S 2. Spectraal-analyse der nevelvlekken. Spectrum met drie helden- strepen.
Bewijs voor de gasnevcleii. Spectrum van nevelvlekken uit den Draak, uit de Lier, Dumb-bell; nevelvlek van Orion. Dnorloopcml spectrum van sterrenhoopen. 397 IV«le AFDEELING. — ROUW VAN HET ZICHTBARE HEELAL.
$ 1. Ware vorm van den Melkweg. Plaatsing van ons zonnestelsel in die ster-
renlaag. Algemeen begrip over de afmetingen vau den Melkweg............... 101 |
||||||||||
|
INHOUD.
|
||||||||||||||
|
M
|
||||||||||||||
|
l.l.-ulz.
§ 2. "Waarschijnlijke afstand der nevelvlokken, in de machtigste telescopen
zichtbaar. Andere Mclkwcgstclsels. Algemeen begrip over den bouw van het Heelal..................................................................... 403 |
||||||||||||||
|
DERDE DEEL.
WETTEN DER STERRENKUNDE.
|
||||||||||||||
|
EERSTE BOEK.
|
||||||||||||||
|
I»*" AFDEELING. — ALGEMEENE ZWAARTEKRACHT.
<> 1. Algemeene eigenschappen der lichamen. Volume. Massa. Dichtheid. Aan-
trekking. Zwaarte. Val der lichanien en der planeten. Centraalbeweging. Toepas- sing der zwaartekrachtswet op de Maan.................................... HU f 2. Toepassingen der zwaartekracht om het gewicht van een hemellichaam te
vinden. Specifiek gewicht van onze Aarde, afgeleid uit de aantrekkingskracht. Totaal gewicht van onze Aarde. Grootte der hemellichamen, der Maan en der Zon. Specifiek gewicht en zwaarte der Zon. Massa der planeten en der vaste sterren.................................................................... 420 Il\'le AFDEELING.
VOORCITGANO DER EVENNACHTEN. - NUTATIE. - STORINGEN DER PI.ANETENBANEN. 5 1. Verschil ran een tropisch- en een sterrenjaar. Verklaring van den voor-
uitgang der evennachten of teruggang der evennachtspunten. Platonisch jaar. Toenemende lengte der sterren. Veranderde poolrichting. Nutatie. Oorzaken der praecessie en nutatie. Verandering in de helling der aardas op de ecliptica...... 427 § 2. Begrip van sturingen. Periodieke en seculaire storingen. .Storingen der
Maan: erectie, variatie. jaarlUksche vereffening. .Seculaire versnelling der Maan. Vermindering der omwentelingssnelheid onzer Aarde. Periodieke planetenstoring van Jupiter en Saturnus. Venus en de Aarde. Seculaire planetenstoringen. Sto- ringen der wachters Storingen der kometen................................... 434 Ill\'le AFDEELING. — DE GETIJEN.
$ 1. Verschijnsel ran ebbe en vloed. Springvloed en dooile tijen. Overeenkomst
met den stand der Maan en «Ier /on. Theorie volgens de wet der zwaartekracht. Haventyd. Ontwikkelde kracht der aantrekking van de Maan................. 441 IVl,e AFDEELING.
§ 1. Oorsprong der Zonnewereld. Drie hoofdstclsels. Hypothese van l.aplaee.
Proeve van Plateau. WaarschynlUkheidsgronden voor die hypothese. Stabili- teits-prohleeni....................................................... ....... 448 |
||||||||||||||
|
TWEEDE BOEK.
|
||||||||||||||
|
BEREKENINGEN EN WERKTUIGEN DER STERRENKUNDE.
Ia,<\' AFDEELING. ECLIPSEN: VERDUISTERINGEN VAN ZON EN MAAN.
$ 1. Algemeene theorie over de eclipsen. Voorwaarden, waarop eone zons- of
maansverduistering mogeiyk is. Waarom geeft ieder»; maanmaand geene verduis- teringen. Periode van .Saros............ •.................................... 45\'J |
||||||||||||||
|
XII INHOUD.
|
||||||
|
Miulz.
|
||||||
|
§ 2. Zoneclipsen. Totale, ringvormige en gedeeltelijke eclipsen. Lengte van
den schaduwkegel. Zichtbaarheid der eclipsen dezer eeuw. Centraal verduisterin- gen. Uitkomsten van de totale zoneclips van 11 Pee. 1871. Polarisatie van de kroon en omgekeerd spectrum............................................. 4fi l § 3. Haaneclipsen. Verschil met Zoneclipsen. Totale en gedeeltelijke verduis-
teringen. Zichtbaarheid der verduisterde maansehüf. Geregelde terugkeer. Sterren- bedekkingen................................................................ 471 § 4. Berekening der maansverduistering van 4 Nov. 1873. Elementen. Richting
der maanhaan. Midden, begin en einde der verduistering. Streken der Aarde, waar zichtbaar. Tafel ter beproeving van historische verduisteringen............ 474 $ .">. Verduisteringen der wachters van Jupiter. Iminersie en Eniersie. Verber-
ging achter de Jnpiter-schpl. Snelheid van liet licht. Berekening van de hoogte der maanbergen..........................................................480 11\'le ATDEEI.INO. — BERE KENTNOEN DER HEMELAFSTANDEN.
$ 1. Algemeen begrip om den afstand te berekenen van een onbereikbaar
voorwerp op Aarde. Toepassing op den afstand der Maan. AVijze om de zonne- parallaxe te vinden. De overgangen van Venus. Methode van Dubois........... 484 § 2. Afstandsmeting der vaste sterren. Jaarljjkscho parallaxe. Afstand der
vaste sterren. Waarneming der dubbelsterren. Waarneming van de lichtkracht. . 491 S 3. Moeieiykheid om de parallaxe eener vaste ster te meten. Schijnbare en
ware beweging. 1\'raecessie en nutatie. Straalbreking. Verplaatsing van hot zonne- stelsel. Eigene beweging der sterren. Aberratie van het licht. Voorbeelden uit het dagelijksch leven....................................................... 496 lilde ATOEELIXO.
§ 1. Sterrenkundige Werktuigen........................................... 499
S i. Verklaring en gebruik van de bü dit werk gevoegde Sterrenkaart........ 500
|
||||||
|
ZINSTOKENDE DRUKFEILEN.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||