Dit werkje is ontst3,a,n uit den wcnsch va,n de Reds-ctie
der Wereldbibliotheek om eene reeks oorspronkelijk Neder-
landsche monografieën uit te geven.

Ik heb, in overeenstemming met de bedoelingen der Uit-
gevers, getracht in een zoo kort mogelijk bestek, mede
te deelen tot welke vraagstukken een bestudeering van
den sterrenhemel leidt en door welke methoden, men deze
tegenwoordig tracht op te lossen; het leek mij daarbij
nuttig deze hemelbeschrijving in te leiden door eene eenigs-
zins uitvoerige, en meer dan gebruikelijk is, subjectieve
beschouwing over de sfeer. Het kleine bestek waarin de te
behandelen stof eene plaats moest vinden, maakte de samen-
stelling, vooral van de 2de Afdeeling tot een probleem, dat
ik niet wil beweren opgelost te hebben. Vooreerst zijn daarin
de geometrische beschouwingen tegenover de fysische op
den achtergrond gedrongen, (de verduisteringen bijv.
zijn slechts even genoemd) en in de 2de -plaats zijn de ver-
schillende onderwerpen niet alle even uitvoerig en even
populair behandeld. Zoo is opzettelijk voor de planeet Mars
naar verhouding een grootere plaats ingeruimd dan voor de
kometen, en is de Maan meer populair behandeld dan de
Zon; het laatste van deze onderwerpen is, in het licht der
moderne onderzoekingen, eigenlijk niet meer populair te
behandelen.

gedachten-wisseling over den opzet en den inhoud van dit
werkje houd ik mij, vooral van de zijde van docenten ten
zeerste aanbevolen, terwijl ik de hoop koester, dat het voor
de leerlingen der hoogste klassen van Gymnasia, Hoogere
Burgerscholen en Zeevaartscholen, als Zeesboek hun kosmo-
grafie-leerboek op nuttige wijze zal kunnen aanvullen.

De titel STERRENKUNDE is gekozen om het werkje met
een korten, Nederlandschen naam te doen aansluiten aan
de andere monografieën. Deze titel drukt echter meer uit
dan gegeven wordt; hiervoor zou een titel als Kosmografie
of Hemelbeschrijving zich beter geleend hebben.

A a Alfa.
B ^ Beta.
r y Gamma.
A\' ô Delta.
E s Epsilon.
Z C Zeta.
H i] Eta.
0 ê Thêta.

IET is een telkens herhaalde waarheid, dat wie
werkelijk genieten wil van de wonderen van
den nachtelijken hemel en begrip wil krijgen
van het met dat woord aangeduide mechanische
stelsel met zijn vele geledingen, dat hij wel
m boeken beschreven vindt, maar dat hij zich a. h. w. tast-
baar voor den geest wil halen, niets anders te doen heeft dan
geregeld den hemel gade te slaan, op te merken, wat er voor
zijn oog standvastig en wat er veranderlijk is, en niet
tevreden te zijn vóór hij van alles wat hij opmerkt een
verklaring gevonden of gehoord heeft, die hem volkomen
bevredigt. Voor ieder, die belang stelt in sterrenkunde, hij
moge beroeps- of liefhebberastronoom zijn, is dit de meest
leerrijke methode, eene methode die evenwel een goede
dosis vasten wil vereischt om het hoofd te bieden aan de
vele teleurstellingen, die vooral in ons land niet uitblijven
als gevolg van de vele bewolking en het ontbreken van een
vrij uitzicht. Het is echter ongetwijfeld de eenige methode;
hoe wonderlijk het ook moge klinken, het is een feit dat
velen alleen het veranderen van de maanfase waarnemen,
niet echter de beweging der maan, die er de oorzaak van
is, en wij hebben „ontwikkelde leekenquot; ontmoet, die niet
wisten dat het opkomen aan de Ooster- en het ondergaan
aan de Westerkim ook voor sterren, planeten en kometen
geldt; zij meenden dat alleen de zon en de maan deze schijn-

bare beweging bezitten! Een kwartier van opmerkzaamheid
zou hen voor deze dwaling hebben kunnen behoeden. Een
leek hoort zich zoo vaak toevoegen „wat ge daar als heldere,
rustige ster ziet schitteren is geen ster, maar de planeet
Jupiterquot; oi „ Venus is avondster,quot; en hij wil deze mededeelingen
gaarne aanvaarden, maar is het niet vele malen belangwekken-
der om Venus avondster te zien worden, en om uit de beweging
van een hemellicht zelf tot het besluit te komen dat het geen
ster is en uit zijn plaats aan den hemel met behulp van eene
sterrenkaart en een almanak zelf na te gaan welke planeet
het is.

Wie dit ernstig wil begrijpen, zal zijne moeite ruim
beloond vinden; hij zal; de noodzakelijkheid voelende de
sterrenbeelden te leeren kennen, spoedig zonder moeite
de bijzondere hemelverschijningen waarvan de dagbladen
melding maken, zooals kometen en nieuwe sterren, kunnen
gadeslaan; hij zal voor het eerst vertrouwd geraken met
de afstandsverschillen en in de aanschouwde sfeer werkelijk
diepte zien, waardoor hij verduisteringen begrijpen en
zich den stand eener kometenbaan in de ruimte voorstellen
kan. Zoodoende zal hij zichzelf tallooze vragen stellen
en even talrijk zullen de moeilijkheden zijn, die hij moet
overwinnen; maar er is er geene of een min of meer vol-
ledig antwoord ligt reeds gereed. Aangemoedigd tot meer,
zal hij zich aangetrokken gaan gevoelen tot één of meer
sterrenkundige problemen, bijv. tot het wonderlijke en nog
geenszins volledig begrepen vraagstuk betreffende de helder-
heidswisselingen van vele sterren, en eenmaal zoover ge-
komen zal hij wat tot dusverre liefhebberij, luxe voor zijn
geest was, dienstbaar kunnen maken aan de ontwikkeling
eener wetenschap. Wie meenen moge dat dan, met de intrede
van het zakelijke, het poëtische verdwenen is, vergist zich
ten eenenmale.

Wij herhalen: de eerste stap tot dit alles is het geregeld
bestudeeren van den hemel. Men doe dit kalm, make het
zich gemakkelijk en verbanne elk gevoel van gejaagdheid;
men bedenke dat het materiaal, dat bestudeerd wordt,

tenminste schijnbaar, haast noch vluchtigheid kent. Het
geeft zich in eeuwige pracht, waardig in den ernst van zijn
schijnbare rust, aan alle geslachten, en kan door de menschen
op aarde vaak beter begrepen worden dan menig gewrocht
van eigen geest.

Wij zullen nu in dit hoofdstuk in het kort nagaan welke de
bewegingen zijn, die de beschouwer van den hemel in hoofd-
zaak waar kan nemen, hoe hij ze constateeren kan en waarop
hij daarbij te letten heeft, en wij zullen de verklaring ervan tot
de volgende hoofdstukken uitstellen.

Dit is de beweging waar-
mede wij het meest ver-
trouwd zijn, omdat wij ze ook bij de zon en de maan waar-
nemen, ja, omdat onze indeeling van dag en nacht en dus
ons geheele maat-
schappelijke leven

ermede samen-
hangt. Wij zien de
meeste hemellich-
ten aan de Oos-
telijke helft van
den horizon ver-
schijnen, een boog
aan den hemel be-
schrijven, en aan
de Westelijke helft
van den horizon

daarachter ver-
dwijnen. Deze be-
weging is, wij zijn
er bij onze dage-
Hjksche aanschou-
wing van den loop der zon, die onzen tijd regelt, mede
vertrouwd geraakt, symmetrisch ten opzichte van het vlak
van den meridiaan, dat loodrecht op den horizon door
de Noord-Zuidrichting gedacht kan worden. Teekent men
(Pig. i) eene in streken verdeelde kompasroos, dan heeft

men daarop, eenmaal wetende waar bijv. een ster is
opgekomen, slechts vanuit dat punt eene lijn te trekken
loodrecht op de N. Z. richting om het punt te vinden waar
ze zal ondergaan. Komt eene ster op in het OZO, dan
gaat ze in het WZW onder. Een kompasroos als de hier
geteekende is onze horizon in \'t klein, die immers, wegens
den bolvorm der aarde, eene cirkelvormige begrenzing heeft.
Wij staan dan zelf in het middelpunt van dien cirkel en
het punt loodrecht boven ons noemen wij het z e n i t h of
toppunt.

Wij hebben in de teekening nu wel aangegeven de begin-
en eindpunten van de door een ster aan den hemel beschreven
boog, maar daarmede is de boog zelf niet vastgelegd,

zooals uit Fig. 2 duidelijk is, waar vele sterrebogen getrokken
zijn, die alle voldoen aan de voorwaarde dat de ster in het
OZO opkomt en in het WZW^ ondergaat. We//ce van deze
een bepaalde ster beschrijven zal, hangt niet van de plaats
aan den hemel, maar van die van den waarnemer op aarde
af. De beweging n.1. die wij opkomst en ondergang noemen
is eene schijnbare beweging, ontstaande als gevolg van de
wenteling der aarde om hare as. De bogen van alle sterren
hebben daardoor denzelfden stand ten opzichte van den
horizon, en wanneer wij eene verandering van dien stand

willen waarnemen, dan moeten wij ons daartoe gaan ver-
plaatsen; willen wij eene loodrecht op den horizon staande
boog waarnemen, dan moeten wij zelfs onze reis tot aan
den aequator uitstrekken.

Wij merken intusschen op dat het opkomen en ondergaan
op vaste punten van den horizon alleen voor sterren geldt;
zon, maan, planeten en kometen komen en verdwijnen
niet steeds op dezelfde punten van den horizon, ja de kometen
kunnen zelfs op alle mogelijke punten van den Ooste-
lijken horizon opkomen Voor de zon, de maan en de pla-
neten is er een bepaald gebied ter weerszijden van het Oosten
en Westen, waarbinnen de opkomst en de ondergang zullen
plaats hebben. De verklaring hiervan moge tot een der
volgende hoofdstukken bewaard blijven; aan haar moet
echter de waarneming der feiten vooraf gaan.

de aarde, een beweging die tegen-
gesteld gericht is aan de schijnbare beweging van op- en
ondergang, kan men zich gemakkelijk overtuigen, door
zoodra men voor het eerst na nieuwe maan, den maan-
sikkel in een bepaalde richting ontdekt heeft, eiken vol-
genden dag op hetzelfde uur, in deze zelfde richting te
kijken. Dan ziet men bijv. om 7 uur \'s avonds onge-
veer in het Westen, een smallen sikkel, met den ver-
lichten rand naar het Westen gekeerd; immers daar is,
enkele uren te voren de lichtbron d. i. de zon ondergegaan.
Den volgenden dag om 7 uur in dezelfde richting ziende,
zal men er de maan tevergeefs zoeken; men vindt ze iets
Oostelijker en „vollerquot; d. w. z. voor een grooter deel belicht.
Weer een dag later ziet men om 7 uur e\'en weer volleren
sikkel nog meer Oostelijk, na een week ziet men op dat uur
een half verlichte maan ongeveer in het Zuiden en na 14
dagen een geheel verlichte maanschijf ongeveer in het Oosten.
Het is dan ,,volle maan.quot; De beweging die wij hier hebben
waargenomen is tamelijk snel; wij hebben toch de maan in
14 dagen een boog aan den hemel van ongeveer 180° zien
doorloopen, d. i. een boog van ongeveer 13° per dag of i/g

graad per uur, en daar de middellijn der maanschijf door
ons gezien wordt onder een hoek die eveneens ongeveer
^/g graad bedraagt, zoo hebben wij van deze beweging reeds
geleerd: de maan doorloopt gemiddeld per uur een boog
■ ter grootte van haar middellijn.

aarde als daarbuiten, ver-
raadt zich gemakkelijker naarmate het zich bewegende
voorwerp dichterbij ons is; vandaar dat wij de beweging der
maan, die van alle hemellichten het dichtst bij ons staat,
zoo gemakkelijk hebben kunnen opmerken; even gemakke-
lijk is dit echter voor de tusschen de zon en de aarde
geplaatste planeten Mercurius en Venus, die wij nu
eens als avond-, dan weer als morgenster aan den hemel
zien prijken. Vooral de . snelle beweging van Mercurius
is zeer opvallend; deze planeet staat zóó dicht bij de zon,
dat wij ze bijna nooit voor het bloote oog te zien krijgen,
maar toch worden voor enkele dagen in het jaar de omstan-
digheden voor hare zichtbaarheid gunstig genoeg om hem die
een vrije kim heeft, de gelegenheid te bieden haar waar te
nemen. In het feit dat die omstandigheden slechts enkele
dagen gunstig blijven, ligt de beste aanduiding voor de
beweging van Mercurius. Voor de andere planeten, die
welke verder van de zon staan dan de aarde, vereischt het
constateeren der beweging een längeren tijd en meer opmer-
kingsgave; zij geschiedt langzamer en minder regelmatig. De
waarneming ervan is er echter niet minder loonend om,
integendeel, wie de bewegingen van Mars, Jupiter en
Saturnus tusschen de sterren opmerkt, volgt en leert
begrijpen, verschaft zich, ook omdat in dit eerste op-
merken een schat van andere wetenswaardigheden verborgen
ligt, een bijzonder genot en groote voldoening.

Naar de bewegingen van de planeten Uranus^) en Nep-
tunus behoeft men, daar ze nooit voor het bloote oog zicht-
baar zijn, niet te speuren.

Wie de bewegingen der hemellichten
zooals zij zich aan zijn oog voordoen,
goed wil begrijpen, moet zich terdege rekenschap geven
van de afstanden, en daar zijn wereldsch oog dit niet kan,
moet zijn geestesoog hem hierin te hulp komen. Het lijkt
wel alsof alle hemellichten geplaatst zijn aan de binnenzijde
van een bol, dien wij de sfeer of den hemelbol
noemen, maar dit is natuurlijk slechts schijnbaar. De
maan staat, astronomisch gesproken, zéér dichtbij, dan

komen de planeten en de zon,
en millioenen malen verder
de sterren. De maan in haar
zooeven beschreven loop, gaat
dus vóór, d. i. aan onze zijde
van de planeten en sterren
langs; ziet men Mars en
Saturnus vlak bijeen, dan is
de eerste veel dichter bij en
lijkt daardoor soms veel hel-
derder dan de laatste, al is
haar volume ook 5000 malen
kleiner.

Van kometen zijn de
afstanden telkens anders;
men onthoude echter dat eene
voor ons zichtbare komeet
altijd midden in ons zonne-
stelsel is geplaatst, meestal
zelfs niet verder van ons verwijderd is dan de zon.

De sterren staan, zooals gezegd, op.zulk een grooten
afstand, dat wij ze, waar zich ook de aarde in haar baan
moge bevinden, steeds in dezelfde richting zien, wanneer
wij althans van de schijnbare dagelijksche richtings-ver-
anderingen afzien en ons in het middelpunt der aarde
geplaatst denken. Wanneer wij dus, ten einde ons eenig
sterrenkundig verschijnsel gemakkelijker voor te kunnen
stellen, eene schets ontwerpen van de onderlinge posities
Sterrenkunde. 2

van hemellichten en daardoor genoodzaakt zijn een ster
op naar verhouding veel te kleinen afstand te plaatsen
(Fig. 3), dan mogen wij als Aj^ Sj de richting naar de ster
voorstelt voor eene positie A^ der aarde, niet voor een volgende
positie A2 zeggen dat die richting Ag S^ geworden is, neen,
ze moet evenwijdig aan de eerste richting en dus als A2 Sg
geteekend voorden. Dit ligt zóó voor de hand, dat het haast
onnoodig lijkt er de aandacht op te vestigen, maar wij hebben
opzettelijk deze opmerking geplaatst, omdat wij ze zullen
noodig hebben bij de beschouwing der laatste opvallende be-
weging aan den hemel, die wij zullen vermelden, n. 1. de
gestadige verschuiving der sterrenbeelden,
\'s Zomers prijken behalve enkele beelden die altijd zichtbaar
blijven, andere sterrenbeelden aan den hemel dan \'s winters.
Het blijven opmerken van de gestadige verschuiving dier
beelden naar vroegere uren is een telkens wederkeerend
genot en de snelheid waarmede ze geschiedt telkens een
nieuwe verrassing. Deze beweging ontstaat doordat wij onzen
tijd regelen naar een hemellicht (de zon), dat een beweging
heeft ten opzichte van de sterren; het staat dus, in tegen-
stelling met deze, na een volle omwenteling der aarde,
niet meer in dezelfde richting en de zooeven gemaakte
opmerking, zal ons later, waar wij over den tijd handelen,
de bedoelde verschuiving onmiddellijk doen begrijpen.

§AAR het ons toeschijnt dat wij in het middel-
punt van een bol geplaatst zijn, tegen welks
binnenzijde alle hemellichten in projectie
gezien worden, zoo is het voor het begrijpen
van vele astronomische verschijnselen noodig,
zich eenigszins een begrip te vormen van de geometrische
gevolgen van die plaatsing. Een plat vlak snijdt een
bol volgens een cirkel; gaat het door het middelpunt
van den bol, dan is dit punt tevens middelpunt van den
cirkel, die dan genoemd wordt een ,,groote cirkel.quot;
Een middellijn loodrecht op het vlak van een grooten
cirkel snijdt den bol in de „polenquot; van dien cirkel. In
alle andere gevallen snijdt een plat vlak den bol volgens
een ,,k leinen cirke 1.quot; Zijn er dus (Fig. 4) twee punten A
en B binnen den bol, dan snijdt de driehoek MAB (die het
middelpunt bevat) uit dien bol een stuk van een grooten
cirkel DE, de driehoek CAB (die het middelpunt niet bevat)
een stuk van een kleinen cirkel FG. Beschouwt men drie
punten binnen den bol, b.v. A, B en H, dan wordt het geheele
viervlak M A B H op den bol vertegenwoordigd door drie
elkaar snijdende grootcirkelbogen. Deze sluiten een b o 1 -
driehoek D E K in, waarvan zij de zijden zijn. Deze
zijden zijn blijkbaar even groot als de vlakke hoeken aan
het middelpunt :

Hieruit volgt, dat als men zich in het middelpunt M van
den bol geplaatst denkt en A en B bijv. de zon en de maan
voorstellen, de grootcirkelboog, gebracht door hunne pro-
jecties aan de sfeer, even groot is als de hoek waaronder
men de hemellichten ziet. Zoo vertegenwoordigt elke op

aarde gemeten richting aan de sfeer een punt en elke op
aarde gemeten hoek aan de sfeer een grootcirkelboog, dien
men in het geval van hemellichten hun schijnbaren afstand
of kortweg hun afstand noemt, xntgedrukt in graden
minuten (\') en seconden (quot;)• Dit is het grondbeginsel

van alle hoekmeetinstrumenten, een beginsel dat men zelf
terstond kan toepassen op de hoeken, gevormd door de
lijnen uit het oog naar de uiteinden van voorwerpen op
gestrekten armsafstand. Uit proefnemingen op bekende
hoeken moet dan blijken welke afstand aan de sfeer over-
eenkomt met de middellijn van ons horloge (d. w. z. met
den hoek waaronder wij dezen zien als wij het horloge
loodrecht op de richting van den gestrekten arm plaatsen),
welken met den afstand duim tot pink bij uitgespreide
vingers, welken bij bepaalde munten enz. De kennis van
deze afstanden is van groot nut in alle gevallen waarin men,
zonder van instrumenten voorzien te zijn, plotseling onge-
veer de grootte van een afstand aan de sfeer moet bepalen.
Men komt daarbij tot verrassende uitkomsten, o. a. tot
deze, dat de volle maan geheel te bedekken is door een op
gestrekten armsafstand gehouden dubbeltje. De schijnbare
middellijn der maan is n. 1. gemiddeld o° 30\', terwijl onze
munten op een afstand van 70 cm. van het oog de
volgende hoeken onderspannen :

Tabel I blz. 439 geeft de afstanden tusschen een groot
aantal bekende sterren van den noordelijken hemel.

Fig. 4 heeft ons den opbouw van een boldriehoek geleerd;
men zij daarbij indachtig dat de boog van een kleinen cirkel
nooit de zijde van een boldriehoek kan zijn. Een boldrie-
hoek wordt ingesloten door grootcirkelbogen; de meetkunde
die zich bezig houdt met de elementen van zulk een driehoek
heet: boldriehoeksmeting. Voor ons doel moeten
wij daartoe alleen nog de hoeken bepaald hebben: terwijl
de zijden van den boldriehoek gelijk zijn aan de vlakke
hoeken aan het middelpunt M, zijn de hoeken van den boldrie-
hoek gelijk aan de z. g. ,,tweevlakshoekenquot; aan dat middel-
punt. Dus is bijv. hoek DEK van den boldriehoek gelijk

aan den hoek tusschen de vlakken A B M en B H M. Hij
is tevens gelijk aan den hoek, gevormd door de raaklijnen
in E aan de bolcirkels E D en E K.

In de sterrenkunde heeft men met dergelijke boldrie-
hoeken telkens te maken. De beschouwde bol heet daar de
hemelsfeer; de waarnemer staat in het middelpunt, de
hemellichten bevinden zich binnen in den bol. Daar de
waarnemer geen afstanden langs de gezichtslijn kan zien,
is hij geheel aangewezen op het projectiebeeld aan de sfeer;
wij zullen daarom aan die sfeer eenige kenmerkende punten,
bogen en vlakken moeten leeren kennen.

1.nbsp;Voor eiken waarnemer bestaat er slechts ééne richting
die onveranderlijk is met den tijd, ééne z. g, vaste richting,
aan de sfeer vertegenwoordigd door één vast punt. Die
richting is de as der aarde; waar deze, verlengd gedacht,
de sfeer snijdt, bevindt zich het vaste punt. Dit punt heet
de aequatorpool, de hemelpool of zonder meer de Pool.
Deze as heeft weliswaar twee snijpunten met de sfeer,
de Noordelijke en Zuidelijke hemelpool, maar een waar-
nemer op Noorderbreedte ziet altijd alleen de eerste, een
waarnemer op Zuiderbreedte altijd alleen de tweede en
het kan dus geen aanleiding tot verwarring zijn kortweg
van ,,de Poolquot; te spreken. Daar de aarde om de poolas
draait, zijn dus alle andere punten aan de sfeer niet onver-
anderlijk met den tijd; de Pool is het eenige punt dat niet
aan de schijnbare, dagelijksche beweging van den hemel
deelneemt.

2.nbsp;Toch is er voor eiken waarnemer nog een schijnbaar
vaste richting, dus aan de sfeer een schijnbaar vast punt.
Dit punt heet het toppunt of zenith; het ligt als men* zich
de aarde bolvormig denkt, op de lijn die haar middelpunt
met den waarnemer verbindt en het vlak loodrecht op de
richting naar het zenith noemen wij het vlak van den
horizon; het is onverschillig of wij ons dit vlak door het
middelpunt der aarde of als raakvlak aan de plaats van den
waarnemer denken; beide vlakken snijden de sfeer volgens
een cirkel, dien men aanduidt met den naam: horizon,

kim of gezichtseinder. Ook het vlak van den horizon is
dus schijnbaar onveranderlijk; het schijnbare ontstaat doordat
wij van de aarddraaiïng \' zelve niets bemerken, en deze
alleen, om bij een enkel hemellicht te blijven, uit het op-
komen en ondergaan van de zon kunnen afleiden. In werke-
lijkheid is de richting naar de zon nagenoeg vast, ons horizon-
vlak snel bewegelijk, gedurende welke beweging het twee-
maal per dag de vaste lijn waarnemer—zon bevat. Dit
zijn de oogenblikken waarop de zon opkomt en ondergaat.
Evenzoo snijdt de zenithlijn de sfeer telkens in andere punten,
niet omdat die punten van plaats veranderen, maar omdat
de zenithlijn dit doet. Zenithlijn en horizon behooren bij
den waarnemer-, verplaatst deze zich over den aardbol,
dan volgen zij hem onafscheidelijk, de eerste ongeveer als
de lengteas van zijn lichaam, het tweede a. h. w. als een
reusachtige uitbreiding van het vlak zijner schoenzolen.
Wie zich een reiziger steeds zóó over den aardbol voort-
schrijdende denkt, ziet het door hem medegenomen horizon-
vlak steeds op andere wijze de hemelsfeer snijden en begrijpt
hoe de reiziger zelf, die zich hiervan niet bewust is, het
telkens veranderen van den aanblik dier sfeer voor werkelijk-
heid zal gaan houden.

3.nbsp;Het vlak, gebracht door den waarnemer, door zijn
zenith en door de pool heet het meridiaanvlak
van den waarnemer; het snijdt de sfeer volgens een grooten
cirkel, den meridiaan. Het meridiaanvlak van den waarnemer,
dat ook den aardschen meridiaan van den waarnemer bevat is
geen vast vlak, maar draait om de poolas als spil in één dag
rond. Aan deze beweging is, zooals gezegd, onze tijdindeeling
ontleend; het oogenblik waarop het meridiaanvlak in zijn
wentelende beweging het middelpunt der zon bevat is voor
elke plaats op aarde het nulpunt van hare tijd-telling.

4.nbsp;Het vlak, gebracht door het middelpunt der aarde
loodrecht op de poolas, heet het vlak van den hemel-
ae.quator; het snijdt de sfeer volgens een grooten cirkel,
den aequator. In tegenstelling met het meridiaanvlak is het
vlak van den hemelaequator, een vast vlak; wel nemen natuur-

lijk ook zijn punten aan de hemeldraaiing deel, maai daar de
stand van de poolas in de ruimte onveranderlijk is, geldt dit
ook voor het aequatorvlak. Het \'is onafhankelijk van den
waarnemer; met te spreken van het meridiaanvlak zegt
men iets onbepaalds, het aequatorvlak is echter bepaald.

Men zij daarbij indachtig dat het aequatorvlak een vasten
stand in de ruimte heeft en een vasten stand ten opzichte
van den horizon van een bepaalden waarnemer, maar dat
deze stand verandert zoodra de waarnemer zich over de
aarde gaat verplaatsen; dit ligt, zooals wij zagen, aan de
omstandigheid dat hij op die reis zijn horizonvlak mede-
neemt en het ligt niet aan het aequatorvlak.

Fig. 5 geeft een voorstelling van de nu gedefinieerde punten
en vlakken. Voor het gemak is een dergelijke teekening altijd
zóó te ontwerpen, dat zij in overeenstemming met onze teeken-
methoden het horizonvlak evenwijdig aan onder- en boven-
kant van het papier geeft. Wij zullen deze figuur iets nader
gaan beschouwen. Het middelpunt der aarde ligt in het vlak
van teekening, de lijn in M loodrecht op het horizonvlak dus
ook, en haar snijpunt met den binnensten bol, die de aarde
voorstelt, eveneens. Dit snijpunt A is dus de plaats van den
waarnemer, T zijn zenith. Gemakshalve zullen wij de Noord-
en Zuidpunten (N en Z) van den horizon ook in het vlak van
teekening kiezen, waardoor dit tot meridiaanvlak wordt,
en derhalve ook de Pool moet bevatten. Om de plaats daar-
van aan te geven moeten wij den stand van de aardas ten
opzichte van de aangenomen positie A van den waarnemer
kennen, d. w. z. zijn breedte. Bevindt hij zich bijv. op 50°
Noorderbreedte, dan moeten wij langs den aardschen meridi-
aan 50° naar hetZuiden om den aequator of evenaar (e), of 40°
naar het Noorden gaan om de pool (p) te bereiken. Eenmaal
p bekend, wordt P, de hemelpool, gevonden door Mp te
verlengen tot ze de sfeer snijdt. Wij merken hierbij echter op
dat wij, wegens de gelijkheid der hoeken eMA en pMN, die
beide gelijk zijn aafx de breedte, het bedrag van 50° ook van
N af langs den hemelmeridiaan hadden kunnen afzetten.
Met deze opmerking is tevens de grondstelling voor de be-
paling der breedte eener waarnemingsplaats uitgesproken.

Elke waarnemer bevindt zich op een breedte, die bepaald
wordt door de hoogte van de pool boven zijn horizon, i)

Wij teekenen nu nog den hemelaequator loodrecht op
de poolas en geven zijn snijpunten met den horizon als
Oost- en Westpunten aan; immers twee groote cirkels van
een bol deelen elkaar middendoor; de snijpunten van aequa-
tor en horizon liggen dus 90° van den meridiaan en zijn
dus de punten Oost en West.

i) Aan deze stelling ontleent de uitdrukking „ik ga eens „poolshoogtequot;
nemen, hare beteekenis van „ik ga mij oriënteeren.quot;

Bevindt zich nu ergens in de ruimte een hemellicht S
m het aequatorvlak, en in dit geval verkeert de zon ongeveer
21 Maart en 22 September van elk jaar, dan volgt de projectie
aan de sfeer S\' bij de schijnbare dagelijksche beweging van
den hemel den voor ons zichtbaren boog O E W die (ook voor
Sterren) de d a g b o o g heet, gevolgd door den voor ons
onzichtbaren boog WQO. den nachtboog, onzichtbaar
omda hij onder ons horizonvlak ligt. Een dergelijk hemel-
hcht komt dus precies in het Oosten op en gaat precies in
het Westen onder. Nogmaals zij er echter op gewezen dat
in werkelijkheid het hemellicht niet of nagenoeg niet van
plaats verandert, maar dat de geheele cirkel P T E Z P\'
Q N om P P\' als spil draait, waarbij aanvankelijk het horizon-
en later het meridiaanvlak de lijn MS bevat.

De hemelbol nu bevat millioenen hemellichten, waarvan
de projecties aan de sfeer overal verspreid zijn. Om hunne
plaatsen daarop aan te kunnen geven, heeft men eenige
bogen of hoeken tot z. g. „coördinatenstelselsquot; samengevoegd
welke wij thans in het kort zullen bespreken.

allereerst voor de hand de plaatsen der hemellichten hierop
te betrekken. Wij vervangen thans (Fig. 6) de aarde door
haar middelpunt M, teekenen de sfeer weder voor 50° Noorder-
breedte (NP = 50°), beschouwen een hemellicht 5 (in
het vervolg laten wij liefst de positie in de ruimte weg en
beschouwen uitsluitend de projectie aan de sfeer) en brengen
een grootcirkelboog door P en 5. Daar alle vlakken door
P M loodrecht staan op den aequator, geldt ditzelfde voor
p ii . De boog s S\', de afstand van het hemellicht tot den
aequator langs dezen loodboog gemeten, heet de d e c li n a t i e
van het hemellicht; het is een volkomen bepaalde afs and
die tot complement den boog PS heeft; deze heet de pools-
a f s t a n d van het hemellicht. Het punt S\' is eerst dan
bepaald wanneer wij op den aequator een willekeurig te

kiezen nulpunt hebben aangenomen. Als zoodanig dient
quot;et punt Ariës (Ram), dat door het teeken Y wordt
aangegeven en op welks beteekenis wij later uitvoerig terug-
komen. De afstand van dit punt y tot S\' heet de rechte
k 1 i

aequator geteld tegen den zin der schijnbare hemeldraaiing
in. Wanneer wij dus \'s avonds naar de\' sterren zien,
weten wij dat de Oostelijke grootere rechte klimming hebben
dan de Westelijke en als wij (zie bladz. 5) de maan (en
hetzelfde geldt voor de zon) van West naar Oost tusschen
de sterren zien loopen, beteekent dit dat zij voortdurend
hare rechte klimming vergroot.

0° tot 360° hetzij in tijdmaat van 0 to^ 24quot;- Daar het begrip
tijd onafscheidelijk verbonden is aan de draaiing der aarde
en dus alleen op den aequator (een vlak loodrecht op de
draaiingsas) gemeten kan worden, kunnen ook alleen op
den aequator gemeten coördinaten, waarvan wij er thans
één hebben leeren kennen, in boog- en tijdmaat beide
gegeven worden. Alle andere hemelcoördinaten worden
uitsluitend in boogmaat gegeven; zoo ook de declinatie.

1.nbsp;Alle hemellichten in den aequator hebben eene declinatie
= 0°. Wil men, omgekeerd, weten hoe de aequator aan den
hemel loopt, dan heeft men slechts in een almanak op te
zoeken welke sterren (nagenoeg) eene declinatie van 0°
hebben. Bij de behandeling der sterrenbeelden zullen wij
hierop terugkomen.

2.nbsp;De Noordpool heeft eene declinatie = 90°, de Zuid-
pool eene = - 90°. Voor het toppunt is de declinatie gelijk
aan de breedte van de waarnemingsplaats (ó = lt;p) Immers
bgET=bgPN=(^

3.nbsp;Voor een hemellicht in den aequator is de dagboog
gelijk aan den nachtboog. Hij is grooter dan de nachtboog
indien de declinatie van het hemellicht gelijknamig is met
de breedte (poolshoogte), en kleiner dan de nachtboog
indien deze ongelijknamig is met de breedte. Is de declinatie
van de zon dus Noord ( ) dan is voor een waarnemer op
Noorderbreedte haar dagboog grooter-, voor een waar-
nemer op Zuiderbreedte kleiner dan haar nachtboog, en
omgekeerd. In Fig. 6 is de declinatie van S gelijknamig, die
van het hemellicht R ongelijknamig met de breedte. Een
2de gevolg hiervan is dat zij nu niet meer precies in het
Oosten opkomen en in het Westen ondergaan; voor een
hemellicht met Zuiderdeclinatie liggen (voor een waarnemer
op Noorderbreedte) die punten meer naar het Zuiden,
voor een hemellicht met Noorderdeclinatie meer naar het
Noorden. Hoe grooter in dit geval de Zuiderdeclinatie,
hoe kleiner de dagboog, hoe dichter de opkomst bij het
Zuidpunt; hoe grooter de Noorderdeclinatie, hoe grooter

4.nbsp;Is de declinatie zoo groot Zuidelijk dat het hemellicht
precies in het Zuidpunt, of zoo groot Noordelijk dat het precies
in het Noordpunt opkomt, dan is er van een eigenlijk op-
komen geen sprake meer, daar de ondergang in hetzelfde
punt plaats vindt. Het eigenlijke opkomen en ondergaan
geldt alleen voor die hemellichten, welke een declinatie
hebben gelegen tusschen — bg E Z en bg Q N, welke
bogen hetzelfde bedrag hebben nl. 90 —: 99 d. i. de poolsafstand
van den waarnemer. Is voor den waarnemer, zooals de Fig.
aangeeft (p = 50° dan is zijn poolsafstand = 40° en kan
er alleen voor hemellichten die een declinpitie hebben gelegen
tusschen — 40° en 40° van opkomst en ondergang
sprake zijn. Heeft een hemellicht een declinatie kleiner
dan { lt; ) — 40°, dan ziet hij het nooit opkomen, heeft het
een declinatie grooter dan 40° dan ziet hij het nooit onder-
gaan. In het laatste geval heet het circumpolair;
de waarnemer ziet het een vollen cirkel rond de pool be-
schrijven met kleiner straal naarmate de declinatie grooter
is. Van het sterrenbeeld de Kleine Beer vormt de z. g. ,,pool-
sterquot; het uiteinde van den staart; daar deze ster slechts
op 1^/4 graad van de pool verwijderd is, wordt dus bij
de schijnbare hemeldraaiing de Kleine Beer om de punt van
zijn staart rondgewenteld, eene beweging die ieder vooral
\'s winters als de avonden lang zijn, gemakkelijk kan waar-
nemen. Voor de breedte van Nederland zijn ook de heldere
sterren van den Grooten Beer circumpolair en verder o. a.
de heldere sterren Algol, Capella, Wega en Deneb resp.
in de sterrenbeelden Perseus, Auriga, Lyra en Cygnus.

5.nbsp;Daar derhalve het al of niet zichtbaar worden van een
bepaald hemellicht en het al of niet circumpolair zijn uit-
sluitend van de breedte van den waarnemer afhangen, zoo
spreekt het vanzelf dat deze een anderen aanblik van. de
sfeer zal krijgen zoodra hij zich verplaatsen gaat. Dit volgt
ook uit het op bldz. 13 genoemde feit dat hij op die reis zijn
horizonvlak en zenithlijn moet medenemen, die de grond-
slagen vormen waarop wij onze sferen (Fig. 5 en 6) hebben

opgebouwd, want, waar hij zich ook heen moge begeven,
het Noordpunt van zijn horizon blijft evenveel graden onder
de (vaste) hemelpool als de breedte bedraagt van de plaats
waar hij zich bevindt.

Circumpolair zijn alle hemellichten met eene gelijk-
namige declinatie grooter dan de poolsafstand van den
waarnemer; voor een waarnemer aan den aequator (pools-
afstand = 90°) is dus geen enkel hemellicht ooit circumpolair;
voor een waarnemer aan de Noordpool (poolsafstand = 0°)

zijn alle hemellichten met Noorder-, voor een waarnemer aan
de Zuidpool alle hemellichten met Zuiderdeclinatie circum-
polair.

Onzichtbaar zijn alle hemellichten meteen ongelijk-
namige declinatie grooter dan de poolsafstand van den
waarnemer; voor een waarnemer aan den aequator is dus
geen enkel hemellicht ooit onzichtbaar; voor een waarnemer
aan de Noordpool zijn a/Ze hemellichten met Zuider-, voor
een waarnemer aan de Zuidpool alle hemellichten met Noorder-
declinatie onzichtbaar.

Hetzelfde blijkt ook indien wij voor deze gevallen de
sfeer naar het op bldz. 15 gegeven voorschrift opbouwen.
Altijd is daarbij het horizonvlak ons uitgangspunt.

I^\'g- T. de waarnemer staat aan den aequator {cp = 0°); P
valt dus samen met het Noordpunt, P\' met het Zuidpunt van
zijn horizon. De hemelaequator staat dus loodrecht op den
horizon; de waarnemer ziet dus niet alleen alle hemellichten,
niaar hij ziet ze tevens in een loodrecht op zijn horizon
staanden boog opkomen en ondergaan. Hij ziet een z.g.
nloodrechte sfee r.quot;

Fig. 8: de waarnemer staat aan de Noordpool {lt;p = 90°); P
valt dus samen met het zenith. De hemelaequator valt dus
samen met den horizon- de waarnemer ziet dus niet alleen
alle hemellichten met Noorderdeclinatie, maar hij ziet ze
tevens een cirkelboog aan den hemel beschrijven, die even-
wijdig loopt aan zijn horizon. Hij ziet een z. g. „e v e n-
wijdige sfee r.quot;

Fig- 5 en 6 gelden voor een waarnemer die ergens
tusschen pool en aequator geplaatst is; deze ziet een z. g.
gt;,schuine sfee r.quot;

plaats van een hemellicht door zijn projectie
op den aequator te bepalen, daarop een vast nulpunt moeten
kiezen en dat als zoodanig het punt (a — o° d = o°)
dienst doet. Dit punt is een vast punt in de ruimte, de rechte
klimming is onafhankelijk van de aarddraaiing, dus onaf-
hankelijk van den tijd en voor hemellichten die geen merk-
bare eigen beweging vertoonen, bijv. voor de sterren, is
ze constant. Een graadnet voor een sterrenkaart kan dus
bestaan uit lijnen van gelijke rechte klimming (declinatie-
cirkels) en lijnen van gelijke declinatie (parallel-
cirkels) loodrecht daarop.1)

Voor de practische waarneming aan den hemel\' echter
kan het gekozen nulpunt geen dienst meer doen. Want het
punt y neemt, juist omdat het een vast punt in de
ruimte is, deel aan de schijnbare hemeldraaiing en staat
dus telkens in een andere richting; voor de practische waar-
neming aan den hemel moeten wij een nulpunt hebben,
dat steeds in dezelfde richting staat, dat dus niet aan de schijn-
bare hemeldraaiing deelneemt, maar zich toch evenals het punt
y in den aequator bevindt. Het ligt voor de hand daarvoor
het Zuidpunt in den aequator te kiezen, het snijpunt van
aequator en meridiaan, het punt E van Fig. 6. Voor den afstand
E tot S\' heeft men nu de benaming uurhoek ingevoerd,
omdat het aantal graden van dien boog teruggevonden wordt
in den hoek S P G. (hoek f = bg E S\') die in den tijd van 24quot;
alle waarden van 0° tot 360° doorloopt. De uurhoek van
het hemellicht S is oquot; wanneer het in G gekomen is, d. w. z.
in den meridiaan staat, en wordt dooi het Westen tot 24quot;
doorgeteld. In de positie S heeft het hemellicht dus een

1) Tengevolge van storingen, die de lichamen van het zonnestelsel op
elkaar uitoefenen, zijn noch de hemelpool, noch het punt \'Y volkomen
vaste punten in de ruimte; de rechte klimming is dus in een bepaalden zin
wèl afhankelijk van den tijd. De kleine verplaatsingen echter, die steeds
in denzelfden zin plaats hebben, en bekend zijn als „praecessiebewegingquot;
kunnen op de rechte klimming der hemellichten voor een bepaald oogenblik
worden toegepast om ze geldende te maken voor een ander oogenblik.

oms echter rekent men den. uurhoek positief van 0quot; tot
Eqnbsp;boog EWQ, negatief van 0« tot 12quot; inden boog

rechte klimming en declinatie (a en ö) plaats gemaakt voor
iiet stelsel: uurhoek en declinatie (t en d). Daar echter
zooals wij later zullen zien, door middel van uurwerken
ae uurhoek van V steeds bekend is, zoo kan zonder moeite
van het 2de stelsel op het (absolute) stelsel worden over-
gegaan.

maken van den aequator en
de pool, en ons alleen bepalen tot den horizon en ons toppunt,
dan kunnen wij ons ook ten opzichte daarvan coördinaten
vormen. Wij brengen daartoe (Fig. 9) een grooten cirkel
door het hemellicht en het toppunt, die, daar hij in een
vlak door TM ligt, loodrecht staat op de kim. Hij draagt
den naam: hoogtecirkel of verticaalcirkel. Het deel
van dien boog, begrepen tusschen hemellicht en horizon heet
de hoogte, het complement, begrepen tusschen hemellicht
en toppunt, heet de tops- of zenithsafstand van
het hemellicht. De hoogte is blijkbaar gelijk aan den hoek,.
Waaronder de waarnemer het hemellicht en het voetpunt
van zijn hoogtecirkel ziet, hoek SMS\'.

De tweede coördinaat in dit stelsel heet het azimuth.
Dit wordt aan het toppunt als hoek, op den horizon als
boog gemeten en in de sterrenkunde meestal van het Zuiden
door het Westen tot 360° doorgeteld. Het hemellicht S
heeft dus een azimuth van ongeveer 315°. In de zeevaart-
en landmeetkunde telt men veelal het azimuth van het Zuiden
of Noorden tot 90° naar het Oosten of Westen; het azimuth
van S wordt door den zeeman Z 45° O genoemd.

Wat bij uurhoek en declinatie aan één der coördinaten
eigen is, geldt hier voor beide: ze zijn afhankelijk van den
tijd van den dag, hebben echter het voordeel van a. h. w.
zichtbaar te zijn. Alleen de pool heeft steeds hetzelfde azi-
muth (= 180°) en dezelfde hoogte (= cp) en dit geldt bi]
bloote oog waarnemingen ook voor haar naaste omgeving.

Van alle hemellichten neemt van hun opkomst af de
hoogte voortdurend toe, totdat zij in den meridiaan staan
(waar zij z.g. ,,c u 1 m i n e e r e nquot;). Daarna neemt de hoogte
voortdurend af, het azimuth voortdurend toe. Dit geldt ook

voor de maan; wel loopt deze zooals wij zagen in haar eigen
beweging vrij sne-l naar de zijde der kleinere azimuths,
maar deze beweging wordt door de veel snellere schijnbare
nemeldraaiing volkomen overwonnen. Het is echter duide-
quot;Jk dat wanneer zij dit niet deed, wanneer m. a. w. de maan
sneller om de aarde liep, dan deze om hare as wentelt, de
i^aan m het Westen zou opkomen en het azimuth dus vanaf
hare culminatie voortdurend zou afnemen. Dit geval doet
Zich, zooals wij later zullen zien, bij een der manen van
planeet Mars voor.

ECLIPTICA ^^ geregelde waarneming van den hemel
leert ons het volgende: 1°. daar wij voort-
durend andere sterrenbeelden aan den nachtelijken hemel zien
verschijnen, moet ook de zon telkens in andere sterrenbeelden
staan en dus evenals de maan een beweging ten opzichte van
«e vaste sterren hebben; 2°. daar wij voortdurend de zon in
■a-ndere punten van den horizon zien opkomen en ondergaan
€n op verschillende hoogten culmineeren, moet deze be-
wegmg plaats hebben in een vlak dat niet met den aequator
samenvalt, maar er een hoek mede maakt. Het is gemakkelijk
na te gaan hoe groot die hoek ongeveer is en na hoe-
veel tijd de zon weer in hetzelfde punt van hare baan terug-
gekeerd is. Zie daartoe in Fig. 10 c. S. e. M. het vlak waarin
lt;ie beweging der zon plaats heeft en dat om later aan te
geven redenen het eclipticavlak heet; het snijdt de sfeer
volgens een grooten cirkel, de ecliptica. Daar de schijn-
bare hemeldraaiing in den zin der enkele pijlen verloopt,
neeft de beweging der zon plaats in den zin van den dubbelen
pijl- De Fig. leert dan dadelijk dat bij elke positie van de
2on in de ecliptica een andere parallelcirkel behoort, bij
positie c de parallelcirkel cc\', bij de positie S de aequator,
biJ de positie e de parallelcirkel ee\'. Terwijl de zon de ecliptica
doorloopt veranderen declinatie, dagboog, punten van
^komst en ondergang en de\' culminatiehoogte voortdurend.
Weeft zij echter het punt e bereikt, dan keert de zin van
al deze veranderingen om. De zon bereikt daar haar
grootste declinatie, dus ook haar grootste middaghoogte.

Gaat men zorgvuldig na wanneer dit plaats heeft en welke
de grootst bereikte hoogte is, dan is de gezochte hellingshoek
e M Q daarmede gevonden. De gemeten hoogte is n. 1.

ongeveer 23° te zijn. Neemt men den tijd van hoogste
culminatie nog een keer waar, dan is het verloop tusschen
de twee waargenomen tijdstippen gelijk aan den omloopstijd
(periode) der zon. Deze periode, welke een zonnejaar
heet, blijkt daarbij ongeveer 365 dagen te zijn. i)

1) Zij wordt in de practijk scherper afgeleid uit de waarneming der
tijdstippen waarop de declinatie der zon = 0° is.

^ De ecliptica helt dus 23° op den aequator en wordt door
e zon in 365 dagen doorloopen; de vraag doet zich voor of
jze beweging, evenals de dagelijksche een schijnbare is,
^ n spiegelbeeld van eene beweging der aarde. De bevestigende
^ean^twoording van die vraag heeft eeuwen op zich laten
^achten en de eigenlijke bewijzen zijn van recenten datum.
o \\ t ^ verschijnselen, die vóór de invoering der kijkers
nbekend waren, en thans als zoodanig worden aangevoerd
zijn de volgende:nbsp;\'

I. De parallaxis der sterren. Wanneer niet de zon zich
de aarde, maar de aarde zich om de zon beweegt, zullen
zeer nauwkeurige metingen van de plaats eener ster
andere resultaten geven, naarmate de waarnemer zich

in eeiï ander punt der aard-
baan bevindt, ja wanneer
hij zijne metingen regelmatig
in den loop van een jaar
voortzet, zal hij de ster (Fig.
11) schijnbaar een baan zien
doorloopen, die een spiegel-
beeld is van de baan der
aarde, een ecliptica in het
klein derhalve. Zulk eene
baan, voor het eerstin 1838
waargenomen, is het resul-
taat van een zich bewegende
aarde, en dus een bewijs voor
,deze beweging.

2. de aberratie van het licht.
Het mag algemeen bekend
i-iG. 11. de parallaxis der Ondersteld worden, dat de
sterren.nbsp;t-i \' 1

emjnsel (bidz. 296), later uit fysische proeven gebleken is
ar ZIJ ongeveer 300.000 KM. per sec. bedraagt. Had de
^ üe geen beweging, dan had men, wanneer men zijn
jKer op een stei gericht had, met deze lichtsnelheid niet

te maken, doch wanneer ze zich beweegt is dit wèl het
geval. Een lichtopwekking die tijd noodig heeft om (Fig. 12)
de kijkerbuis te doorloopen, bereikt het oog van den waarnemer
niet, indien zich dat intusschen verplaatst heeft. Nu door-
loopt het licht de kijkerbuis in zulk een ondeelbaar klein
oogenblik dat wij het in onze tijdmaat nauwelijks zouden
kunnen uitdrukken, en het oog van den waarnemer, d. i,
de aarde in haar baan, legt den overeenkomstigen afstand
eveneens in een ondeelbaar klein oogen-
blik af. Maar de verhouding van die twee
ondeelbaar kleine tijden neemt een meet-
baar bedrag aan, en op deze verhouding
alleen komt het aan. Uit de Fig. toch
blijkt, dat wij den kijker, willen wij den
lichtstraal ondanks de beweging der aarde
toch opvangen,. moeten laten hellen onder
een hoek, die bepaald wordt door de ver-
houding der snelheden van de aarde en het
licht, een verhouding die ongeveer ^/^qooq
bedraagt. Elke waarnemer zal tengevolge
van dit verschijnsel, dat de aberratie
van het licht genoemd wordt, alle sterren
een klein bedrag verplaatst zien en wel in
verschillende richtingen, naarmate de aarde
zich in verschillende punten harer baan
bevindt en haar beweging dus anders ge-
richt is.

Het bedrag der aberratie (in maximo
_nbsp;2o\'\'5) is veel grooter dan dat der parallaxis

ratièquot; van quot;het en dan ook eerder (1726 door Bradley) ge-
licht.nbsp;vonden.

3. de waarneming van een periodieke spelheidsver-
andering der sterren in de gezichtslijn (d. i. in de richting
aarde—ster), welke niet anders dan schijnbaar kan zijn
en een gevolg is van de beweging der aarde in haar baan.
(bldz. 370)

klimm^^ gelegenheid een hemellicht door twee met rechte
welk.nbsp;dechnatie analoge coördinaten vast te leggen,

ƒ eer geteekend, thans zonder horizon en zenith. e Q is
da aequator, P de hemelpool, e c de ecliptica, p haar pool.
voor het gemak der teekening zijn p en P beide in het vlak
jan teekening genomen; de eerste doet natuurlijk mede aan
e schijnbare hemeldraaiing en zou dus overal op de parallel
p Pi kunnen worden aangenomen. Daar de afstand der
polen van twee vlakken gelijk is aan den hoek tusschen die

vlakken, is p P = 23° en dus de declinatie van de ecliptica-
pool = 67°. Zij bevindt zich in het sterrenbeeld Draco bij de
ster co en is voor onze breedte circumpolair.

Wij brengen nu een vlak door M p en het hemellicht S
dat de sfeer snijdt volgens een, loodrecht op de ecliptica
staanden grooten cirkel; het stuk van dezen „breedtecirkelquot;
begrepen tusschen S en zijn projectie $2 op de ecliptica
heet de breedte van S. Zij wordt positief gemeten naar
de zijde van de Noordelijke eclipticapool. Wij vinden verder
in Fig. 13 het punt V weder terug, waarvan de beteekenis
thans duidelijk is: het is één der punten waar aequator
en ecliptica elkander snijden. Het andere snijpunt, diame-
traal tegenover Y\' gelegen is het punt Libra (=Q=).

Uit den aard der zaak is ook voor de telling der lengte
Y\' het nulpunt; zij wordt van daar langs de ecliptica
gemeten in de richting der zonnebeweging tot het voet-
punt S 2 van den breedtecirkel.^) Beide coördinaten worden
in boogmaat gegeven. In Fig. 13 zijn de vier coördinaten
van S in de gebruikelijke notatie aangegeven. Rechte klim-
ming = a; declinatie = ö] Lengte = 2; Breedte = /?. De
zon heeft een steeds van 0° tot 360° aangroeiende lengte
en een breedte van 0°.

1) Door de gestadige verschuiving van het punt Y bldz. 22) ver-
anderen ook lengte en breedte voortdurend met kleine bedragen en kunnen
de metingen eerst na toepassing van deze praecessie vergeleken worden
met die van lateren of vroegeren datum.

^en stand der sfeer d. i. van de breedte van den waarnemer
en wij zullen het daarom uitvoerig nagaan voor drie
■ gevallen: a eene nagenoeg evenwijdige-, b een schuine-,
• eene nagenoeg loodrechte sfeer, die wij in Fig. 15 schema-
isch hebben aangegeven. De drie gevallen hebben dit gemeen,
a de grootste en kleinste dagboog^) steeds den aequator
sschen zich hebben; voor een waarnemer dicht bij de
pool echter hebben ze bovendien den horizon, voor een
■waarnemer dicht bij den evenaar bovendien het toppunt
tusschen zich.

a. Zoolang de zon groote Zuiderdeclinatie behoudt,
snijdt haar dagboog den horizon niet, de zon\'is dus onzicht-
baar. Heeft ze evenwel het punt A der ecliptica bereikt,
waar hare Zuzderdeclinatie E Z = T P = de poolsafstand van
den waarnemer geworden is, dan komt zij zich op den middag
heel even vertoonen; de omstandigheden worden echter

daarmede bedoelende de bogen^ afgelegd ten tijde van grootste positieve
en negatieve declinatie.

steeds gunstiger en als de zon het punt B der ecliptica
bereikt heeft, waar haar A^oorcZerdeclinatie = defpools-
afstand van den waarnemer is, wordt ze circumpolair. Van
dit oogenblik af zijn alle dagbogen even groot, n. 1. 24
In c heeft ze haar grootste Noorderdeclinatie en daarmede
een maximum-middaghoogte bereikt, n. 1. 23° pools-

afstand van den waarnemer. De hoogte boven het Noord-
punt, of, zooals ze genoemd wordt, de hoogte bij „onder-
culminatie,quot; bedraagt daarentegen 23° — poolsafstand van
den \\\';ji.arnemer.

Voor een plaats op 83° N. Br., wordt dus de zon voor \'t
eerst zichtbaar als haar declinatie = — 7° is; ze wordt
circumpolair als deze = 7° geworden is, bereikt boven

J^et Zuiden nooit een grootere hoogte dan 30°, boven het
boorden nooit een grootere hoogte dan 16°. Komt de waar-
nemer op nog hooger breedte, dan wordt de zon nóg korter
na haar eerste verschijning circumpolair en het verschil
jn hoogte bij boven- en onderculminatie nóg kleiner. Aan
e pool zelve is dit verschil verdwenen; alle dagbogen zijn

er, zoodra de zon den aequator bereikt heeft, evenwijdig
aan den horizon, elke richting kan nu Zuid heeten; de
grootste hoogte die bereikt kan worden is 23°.

Dat in deze Noordelijke streken, waar bijna gedurende
een half jaar de zonnewarmte ontbreekt en gedurende de
andere helft van het jaar de zonnestralen in zeer schuinen

stand het aardoppervlak \'bereiken, de temperatuur steeds
zeer laag is, en plantengroei nauwelijks mogelijk, behoeft
geen nader betoog. Zoolang de omstandigheden zóódanig
zijn dat de zon geheel onzichtbaar kan worden, zoolang
zal er van een eigenlijke wisseling van seizoenen zooals
ons land die kent, geen sprake kunnen zijn.

b. Zoodra echter de waarnemer zich even ver van de
pool verwijderd heeft als de maximum declinatie der zon
bedraagt, zijn breedte dus kleiner dan 67° geworden is, kunnen
voor de zon geen excessen zooals onzichtbaarheid en circum-
polariteit meer voorkomen (verg. bladz. 20). Alle dagbogen
snijden nu den horizon; de grootste dagboog komt werkelijk
overeen met de grootste gelijknamige, de kleinste met
de grootste ongelijknamige declinatie. Het verschil van deze
beide hoogten is dus 2 X 23° = 46°, onafhankelijk van de
plaats van den waarnemer. Zoowel voor Rome als voor
Amsterdam komt de zon op den längsten dag 46° hooger
in den meridiaan dan op den kortsten dag, maar de hoogten
zelve verschillen voor beide plaatsen aanzienlijk. Zij zijn
n. 1. blijkens de Fig. EZ Ed=TP Ed en EZ —eE
(-Ed) = TP Ed dus

Voor onze breedte {cp = 52°; poolsafstand = 38°) is dus
op den längsten dag middaghoogte der zon = 38° 23°=6i°
op den kortsten dagnbsp;„nbsp;„nbsp;= 38°—23° = i5°

De zon bevindt zich in het i®\'® geval in het zomer-,
in het geval in het wintersolstitium. De waar-
nemer verkeert in deze gevallen, wat den invloed der
zon betreft, in geheel verschillende omstandigheden. Voor-
eerst ontvangt hij ten tijde van het zomersolstitium op den
middag ongeveèr 4 maal meer warmte per M^, in de tweede
plaats duurt het ontvangen van die warmte veel langer. Voor
een waarnemer op 52° breedte legt de zon de grootste dag-
boog af in uur, de kleinste in 7| uur; de overgang van den
eenen toestand tot den anderen geschiedt geleidelijk, de
vier jaargetijden zijn sterk uitgesproken. Dit vermindert

echter naarmate de waarnemer op lagere breedte komt omdat
aarbij de omstandigheden streven naar eene vereffening van
et verschil tusschen de dagbogen bij zomer- en wintersolsti-
trnm; wij naderen den evenaar.

Wij zagen dat voor Amsterdam = 52°) de zon
nooit hooger dan 61° kan komen; voor Rome {tp = 42°) is
de grootste hoogte reeds 71°; voor Caïro {cp = 30°) 83°

en voor Calcutta =23°) 90°. De zon culmineert dan z. g.
,,in top.quot; Dit is de beteekenis van den Noordelijken keer-
kring op aarde: een lijn getrokken door alle plaatsen waar
de middaghoogte der zon tijdens het zomersolstitium 90°

bedraagt. Deze lijn is natuurlijk een parellelcirkel der aarde,
welks breedte gelijk is aan de helling der ecliptica.

Begeeft de waarnemer zich naar plaatsen van nóg
lagere breedte, dan is de grootste middaghoogte die de zon
bereiken kan altijd — 90°, maar deze valt nu niet meer
samen met het bereiken van het zomersolstitium. Een hemellicht
culmineert immers „in topquot; wanneer de declinatie even groot
is als de breedte; voor een breedte lager dan 23° heeft men dus
een declinatie kleiner dan 23° noodig om de zon in top te
zien culmineeren; het geschiedt dus buiten de solstitiën,
aan den aequator zelf {cp = 0°) zelfs zoo ver mogelijk
van de tijdstippen waarop de grootste Noorder- en Zuider
declinatie bereikt wordt {d = 0° 21 Maart en 22 September)
in de punten Y\' en =D=; deze heeten de nachteveningspunten
ofaequinoctiën.

Uit het bovenstaande en de bijgevoegde Figuren zal het
nu duidelijk zijn, dat, naarmate de sfeer steiler wordt,
de verschillen der jaargetijden langzamerhand verminderen.
Wel verschillen ook aan den aequator de middaghoogten
der zon boven het Zuiden 46°, maar deze hoogten vallen
ter weerszijden van het zenith, m. a.w. de culminatie geschiedt
een half jaar lang boven het Noorden en daarmede is het
verschil tusschen grootste en kleinste hoogte in den loop
van een jaar gereduceerd tot de helft van het bedrag dat
het bij een schuine sfeer bereikt. De verschillende dagbogen
verschillen dus nagenoeg niet, en de zonnestralen bereiken
op den middag het geheele jaar door de aarde in nagenoeg
of volkomen loodrechte richting.

Voor een waarnemer op het Zuidelijk halfrond zijn de
omstandigheden tegengesteld aan die voor het Noordelijk
halfrond. Een waarnemer op 52° Zuiderbreedte ziet evenals
wij, in \'t gunstigste geval de zon 61° hoog komen, maar dan
is de declinatie der zon = — 23°, d. i. op 21 December.
Ons wintersolstitium is zijn zomersolstitium; voor de plaatsen
gelegen op den Zuidelijken keerkring culmineert dan de
zon ,,in top.quot;

Een enkele opmerking moge hier ten slotte plaats vinden
over de beteekenis van het woord ecliptica. Wanneer men
zich (Fig. 16) het vlak van de aardbaan voorstelt met de
zon Z, de aarde A en den lichtkegel L, die van de zon
uitgaande, de aarde omvat om zich aan de andere zijde
daarvan als haar schaduwkegel S voort te zetten, dan
zal men inzien dat deze situatie voor een derde Hchaam
op tweeërlei wijze aanleiding tot een verduistering kan

geven. In den lichtkegel getreden kan het de zon of een deel
ervan verduisteren, in den schaduwkegel getreden, wordt het
zelf verduisterd. Daartoe is echter noodig dat het zich dicht
bij het vlak der aardbaan of daarin bevinde, en daarom
heet dit vlak dat der ecliptica, een woord ontleend aan
het Grieksche stilsixpis (bezwijming).

De ecliptica is aan de sfeer gemarkeerd door de z.g.
,,sterrenbeelden van den dierenriemquot; waarover in het vol-
gende hoofdstuk gehandeld zal worden.

IFSCHOON de wetenschappelijke beoefenaars
der sterrenkunde een ster het gemakkelijkst
kunnen aanduiden met het nummer uit een
bepaalden catalogus, zoo is daardoor toch
de klassieke methode om de heldere sterren
te benoemen met een letter uit een of andere tot een beeld
samengevoegde sterrengroepeering, niet verdrongen. De
sterrenbeelden zijn het eenige hoü-vast voor den gewonen
hemelbeschouwer en een groot gemak voor den wetenschappe-
lijken beoefenaar, zoodat de oriënteering aan den hemel
met behulp daarvan niet alleen stand gehouden heeft, maar
o. a. bij de benoeming der z. g. ,,veranderlijke sterrenquot;
(Zeventiende hoofdstuk) weder als voorloopig de meest prac-
tische methode is ingevoerd.

De juiste oorsprong van de namen der sterrenbeelden
is onbekend; ze zijn door de oude Egyptenaren en Grieken
zeer waarschijnlijk geleidelijk ingevoerd terwille eener
plaatsaanduiding op zee, zoo o. a. gedurende den tocht
der Argonauten. Het eerste werk waarin ze beschreven
worden, verscheen echter ongeveer 850 jaar na dien tocht.

Daarna volgt eene beschrijving van Hipparchus (130 v.
Chr.), welke wij echter terugvinden in den beroemd ge-
worden A 1 m a g e s 11) van Ptolemaeus (150 n. Chr.). Deze
heeft een beschrijving gegeven van 21 Noordelijke en 15

Zuidelijke beelden met 677 sterren, en van 12 Dieren-
riembeelden met 349 sterren. Zijn werk heeft eeuwenlang
ongewijzigd stand gehouden. Eerst Bayer bracht in zijn
grooten atlas van 1603 twee belangrijke wijzigingen in de
tot dusverre gevolgde beschrijvingsmethode aan. De eerste
bestond hierin, dat de sterren op de kaarten door letters
werden aangeduid, terwijl dit vroeger geschiedde door een
omschrijving, die noodzakelijk eenigszins vaag moest blijven.
Zoo sprak men bijv. van ,,de ster op den rechterschouder
van Andromeda,quot; ,,de eerste ster in den staart van den
Steenbok\'\'\'\' enz., een methode die na de ontdekking der
kijkers (1609) en het daardoor plotseling sterk vermeerderd
worden van het aantal zichtbare sterren, tot groote verwarring
aanleiding had kunnen geven. Hiervoor heeft Bayer de ster-
renkunde nog juist bijtijds behoed; de bovengenoemde sterren
werden nu o Andromedae en /x Capricorni en zoodoende
ondubbelzinnig bepaald. Maar bovendien teekende Bayer
de beelden zooals men ze werkelijk van binnen uit de sfeer
ziet; vóór zijn tijd teekende men ze zooals ze op een hemel-
globe gezien worden, waarbij de waarnemer geacht wordt
zich in het middelpunt te bevinden, een methode die telkens
een eenigszins onaangename verrassing bereidt aan wie
zich, ter oriënteering aan den hemel, zulk een globe aan-
schaft.

Bayer benoemde ook eenige beelden van den Zuidelijken
hemel, waarin hij o. a. door Fred. Houtman (1600), Royer
(1679) en Lacaille (1751), de beide laatsten Franschen,
gevolgd werd. Op het Noordelijk halfrond heeft o.a. Hevelius
te Danzig (1611—1687) verscheidene groepeeringen, meest
van zwakkere sterren, namen gegeven: o.a. de Vos, de Hagedis,
de Lynx, de kleine Leeuw enz. Vele in den loop der tijden
voorgestelde namen zijn later weder in onbruik geraakt,
enkele zelfs niet aanvaard. In het laatste geval verkeert
de voorslag (zie bldz. 56) tot het benoemen van eene
bepaalde groepeering van sterren in het beeld Orion naar
keizer Napoleon I. Een poging om den geheelen mythologie
schen hemel te vervangen door een christelijken, waarbij aan
Sterrenkunde. 4

de 12 sterrenbeelden van den Dierenriem de namen der
apostelen gegeven zouden worden, heeft eveneens schipbreuk
geleden.

Wij laten nu, alvorens tot eene korte beschrijving der
sterrenbeelden over te gaan, een tabel volgen, welke behalve
de (alfabetisch gerangschikte) Nederlandsche en klassieke
namen der beelden, hun azimuth geeft in de verschillende
maanden van het jaar op een geschikt uur in den vooravond.
De 3de kolom geeft het nummer van het sterrenkaartje
waarop het op denzelfden regel genoemde bseld te vinden is.
De lijst (bldz. 42 en 43) geldt voor Nederland.

De hier gegeven tabel illustreert tevens ruwweg hetgeen
in het vorige hoofdstuk aangaande de sfeer is opgemerkt.
Wij zagen bijv. dat circumpolaire sterren altijd zichtbaar
zijn; ze moeten zich dus in de tabel hierdoor verraden, dat
zij op bepaalde tijdstippen ook in het Noorden zichtbaar
zijn, hetgeen zooals wij zagen met niet-circumpolaire sterren
nimmer het geval is. Daar een sterrenöeeM een betrekkelijk
groote oppervlakte beslaat, is wat voor een enkele ster geldt
niet volkomen tot de geheele groepeering uit te breiden,
maar wanneer men uit de tabel die beelden licht, die in
één der kolommen de letter N hebben, dan zijn deze toch
wel de sterrenbeelden, die óf geheel óf gedeeltelijk circum-
polair zijn. Strikt genomen zouden voor diezelfde beelden
tevens alle kolommen ingevuld moeten zijn, maar daar de tabel
slechts goede zichtbaarheid bedoelt te geven, wijken hier theorie
enpractijk eenigszins van elkaar af. Voorde Jachthonden bijv.
zal men de kolommen Nov. en Dec.niet ingevuld vinden, terwijl
toch de letter N voorkomt. De helderste ster van dit beeld
heeft ^ = -f 38°47\' en is dus theoretisch voor een breedte
hooger dan 51° 13\' circumpolair, maar ze bereikt boven
het Noordpunt van onzen horizon een hoogte van nauwelijks
1°, hetgeen voor de practijk met onzichtbaar gelijk te stellen
is, en daar ze dit punt in de maanden Nov. en Dec. ongeveer
op het in de tabel aangegeven uur bereikt, zijn deze kolommen
opengelaten. Hetzelfde geldt voor de Hagedis en den Zwaan
in de vooravonden van April.

Verder is uit de tabel globaal af te lezen hoe het met de
declinaties der sterrenbeelden gesteld is. Wanneer in de
kolomme n alleen de letter Z voorkomt moet het daatbij
behoorende sterrenbeeld een lage declinatie hebben en dus
tevens zelden waarneembaar zijn; het optreden van ZO en
ZW wijst op grootere declinatie en zoodra men de rij
(zij het ook in andere volgorde der kolommen) met O ziet
beginnen en met W eindigen, heeft men vrij zeker te doen
meteen aef/ua/ormaZsterrenbeeld. Zoo bijv. de ArencZ(gemidd.
ö = 0°), de kleine Hond (ö = 5°), Orion {d = 0°)
en de Walvisch (d = — 5°).

Bijna alle zeer heldere sterren dragen klassieke eigen
namen, waarvan echter het meerendeel (ook die der heldere
sterren van den Grooten Beer) volkomen\' in onbruik zijn
geraakt. Hieronder volgen de eenige eigen namen van heldere
sterren die nog algemeen gebezigd worden.

de helderste ster van den Noordelijken hemel.
quot;) de helderste ster van den geheelen hemel (ö = — 16\'
helderder dan Castor.

Andromeda
Arend
Beker
Cassiopeia
Cepheus
Dolfijn
Draak
Driehoek
Eenhoorn
Giraffe
Groote Beer
Groote Hond
Groote Paard
Hagedis
Hercules
Hoofdhaar
van Berenice
Jachthonden
Kleine Beer
Kleine Hond
Kleine Leeuw
Kleine Paard
Kreeft
Leeuw
Lier
Lynx
Maagd

NW
O

NO
T

W
O

O
N

ZW
V ^

O
O
T

NW
ZO

O
O

w
w

N
N

ZO
O

NO
N

Z
T

N
O

w
zw

w
z

V zo

Z
O
N

z
z

w
zo
V O

NO
N
Z
O

O
O

O
O
N
Z
O

Sept.
■ 9 uur

O
Z

O
T
Z
NW

Nov.

8 uur

T
W

T
T

ZW
N

ZO
NW
N

N
W
Z
T
O
Z

N
0
z

N
N

T; O

NO
O

N
NO
O

TiNW

NO
NO
ZO
TiNW

2,4

8
2

1,3
2
6
2
I
6,9

4
3

I
I
I

6
I

7^)
6
1,6
3
1,2

NO
T
Z
NW

T
W

NW
W
N

T
NW

N
Z
0
T
N
ZO

w
w

NW
N

N
W
Z
T

NO
Z
W

Verklaring der afkortingen: N = Noord; O = Oost; Z = Zuid; W = West; T = Toppunt.

Vóór de aangegeven uren hebban de sterrenbeelden een vroegere, na de aangegeven uren hebben ze een

Zaiere plaats in de rij N_NO — O — ZO — Z — ZW — W — NW — N., met dien verstande dat ze ook vóór het

1) Tusschen s Pegasi en den Arend. Is eigenlijk een onderdeel van het beeld Stier, Onder de lijn
2 Aquilae — rj Serpentis.

Op de bijgevoegde kaartjes zijn de sterrenbeelden en de
helderste sterren gemakkelijk te vinden; zich de kennis
der beelden en heldere sterren eigen te maken, de z. g.
,,astrognosiequot; te beoefenen, is het A. B. C. van den waar-
nemer en openbaart hem, mits consequent doorgevoerd,
de grondslagen van vele, ook van enkele der modernste
sterrenkundige problemen. Een sterrenatlas is daarbij on-
misbaar. Als zoodanig willen wij vermelden:

1.nbsp;C. Rohrbach. Sternkarten in gnomonischer Projection.
E. F. Thienemann Gotha. Prijs M 1.40.

2.nbsp;R. Schürig, Tabulae coelestes. K. Fr. Pfau, Leipzig 1886.
Prijs M 3.—.

4.nbsp;Th. Heath. The twentieth Century Atlas of Popular
Astronomy. W. and A. K. Johnston, London. Prijs 7 sh. 6 d.

5.nbsp;R. S. Ball. A popular Guide to the Heavens. Uitg. George
Philip and Son Ltd. Londen. Prijs 15 sh,,

welke beide laatste bovendien voorzien zijn van tekst, platen
en tabellen over elk populair sterrenkundig onderwerp.

Een zeer duidelijke en overzichtelijke sterrenkaart vindt
men ook in Fr. Rusch, Himmelsbeobachtung mit bloszem
Auge (N°. 5 van Dr. Bastian Schmids naturwissenschaftliche
Schülerbibliothek. Uitg. B. C. Teubner, Leipzig).

Behrmann. Atlas des südlichen gestirnten Himmels.
Uitg. F. A. Brockhaus, Leipzig.

Russell. A chart of the southern heavens from the South
Pole to the Equator (één groote kaart van 75 cm., middellijn.)

Enkele bijzonderheden omtrent de bovengenoemde sterren-
beelden mogen hier thans volgen:

a Andromedae vormt met de drie
helderste sterren van Pegasus een vierhoek, welke met de
sterren \'Q amp; e Pegasi als staart, een figuur geeft,

die eenigszins aan den Grooten Beer doet denken. Het
bloote oog onderscheidt duidelijk (bij afwezigheid van maan-
licht) nabij v Andromedae de beroemde nevelvlek, die reeds
in de lode eeuw onzer jaartelling door- den Perzischen

astronoom Al Sufi beschreven en in Europa korten tijd na
de uitvinding der kijkers door Simon Marius opnieuw ontdekt
is geworden (1609). Ze is minstens 300 maal zoo groot
als ons zonnestelsel.

Hiertoe behoort het in 1660 door Hevelius
naar den Poolschen vrijheidsheld genoemde
beeld: Schild van Sobieski, thans algemeen (zie de tabel)
als afzonderlijk sterrenbeeld beschouwd.

Is gemakkelijk als een W-vormige figuur
te vinden; deze wordt gevormd door de vijf
helderste sterren. Voegt men er een zesde bij n. 1. k
dan krijgt men de klassieke figuur van een stoel, waarvan
y d s de gebogen rugleuning is. In Ptolemaeus\' Almagest
heet het beeld: de zittende vrouw, en in de latere atlassen

is deze voorstelling met geringe wijzigingen behouden.
De geschiedenis van Cassiopeia, Andromeda, Pegasus, en
Perseus vindt men o. a. in de Metamorphosen van Ovidius
uitvoerig beschreven: Cepheus was koning van Ethiopië;
toen zijn gemalin Cassiopeia zich snoevend had uitgelaten
dat zij schooner was dan alle nimfen, met name de Nereiden,
smeekten dezen aan Neptunus om straf. Deze willigde dit
verzoek in door een zeemonster op de kust van het land
los te laten en daar groote verwoestingen te doen stichten,
waarop Cepheus om den toorn van den zeegod te temperen,
zijn dochter Andromeda vastgeketend aan een rots aan
het zeemonster ten offer bood. Juist wilde dit zijn prooi
grijpen, toen Perseus haar op het gevleugelde paard Pegasus
kwam ontzetten door het monster het dood aanbrengend
Medusahoofd voor te houden.

is een der weinige sterrenbeelden, waarbij
DE DRAAK ^^^ ^^^ vorm de door den naam gewekte
voorstelling eenigszins terugvindt. In dit beeld treft men,
ongeveer bij de ster co de pool van de ecliptica aan.

eigenlijk Berin, heette eertijds ook
DE GROOTE BEER, ^^ Wagen en de Schroef, om hare

wentelende beweging rond de pool. Bij de Romeinen heette
dit beeld: de zeven ossen {Septem Triones); de kleine Beer
is de ploeg, Boötes de ossenhoeder.

Het sterrenbeeld doet uitstekende diensten, doordat de
verbindingsbogen der heldere sterren a. h. w. den weg wijzen
naar andere bekende heldere sterren. Dergelijke verbindingen,
die men ,,a 1 i g n e m e n t e nquot; noemt, zullen wij ook bij
andere beelden ontmoeten, echter niet in zoo\' grooten getale.

De voornaamste zijn de volgende:
1. De verbinding ß a wijst ongeveer naar de Poolster

5-
6.
7-
9.

0 a

yß

a r
öß
Sr
yd
ßö
e^V

De alignementen 3, 4 en 5 zijn intusschen door den grooten
afstand der sterren minder opvallend dan de andere.

de voornaamste ster is Sirius
(Grieksch oeiQiog = heet). Wij zullen in het volgende

hoofdstuk uitvoerig bespreken hoe het komt, dat men in
den loop van een jaar telkens andere sterrenbeelden aan
den avondhemel ziet verschijnen; hier zij volstaan met de
vermelding van het feit, dat alle sterren eiken dag nagenoeg
4 min. vroeger opkomen dan den vorigen dag, dus per maand

2 uur. Komt dus op een zekeren datum een ster om 9 u
\'s morgens (onzichtbaar) op, dan komt ze een maand later
om 7 u. \'s morgens op. Of wij dit kunnen zien of niet hangt
van het seizoen af; veronderstellen wij echter dat het om
7 u. reeds volkomen dag is, dan zien wij het opkomen der
ster nog niet, maar een maand later komt zij reeds te 5 u.

Op! Zij gaat onverbiddelijk de morgenschemering tegemoet,
en op zekeren dag zullen wij ze bij het dag worden even
boven den Oostelijkeii horizon kunnen waarnemen. In deze
periode, die slechts kort duurt (immers weder een maand later

is de ster waarschijnlijk reeds lang vóór het dag worden zicht-
baar) spreekt men van hare „Schemeringsquot; (heliakische)
opkomstquot; d. w. z. ze komt uit de stralen van helios (de zon)
te voorschijn. Deze periode heeft voor enkele heldere sterren
en sterrengroepeeringen een belangrijke rol gespeeld in het

maatschappelijk leven der Ouden. Zoo duidde naar Homerus
de „heliakische opkomstquot; van de „hondsterquot; Sirius, welke
in Juni valt het aanbreken der „hondsdagen,quot; de dagen der
grootste zomerhitte aan, een benaming die men ook thans

n.1.: samengebonden korenaren aan de voeten van Boötes;
de meeste beschrijvingen spreken echter van de Haren of
het Hoofdhaar als deel van het sterrenbeeld de Leeuw ea

later is de benaming van Tycho Brahe algemeen overge-
nomen. Berenice, echtgenoote van een der Ptolemaeën
(245 v. Chr.) deed, toen deze kort na de bruiloft tegen de
Syriërs ten strijde moest trekken, aan Venus de gelofte,
dat zij deze, mocht haar echtgenoot als overwinnaar uit
den strijd wederkeeren, haar prachtige hoofdhaar offeren
zou. Toen dit echter geschied was en zij het afgesneden haar
naar den tempel had gebracht, werd het gestolen in den nacht
die aan de offerplechtigheid vooraf ging. Om de wanhoop
der vorstin te doen bedaren, wees toen de astronoom Konon
haar en haren echtgenoot een verspreide sterrengroep aan den
hemel, zeggende dat Venus het offer reeds aanvaard, en
naar den hemel overgebracht had. Hij teekende het toen
als zoodanig op den hemelbol van de sterrenwacht te
Alexandrië.

Boötes, den Beer vervolgende, deze dieren aan de hand
houdt. De eenige opvallende ster van dit beeld is a, door
Halley als „het hart van Karet Uquot; {Cor Garoli) aangeduid.
Het is de eerste opvallende ster die men op het verlengde
van de verbinding a y van den Grooten Beer tegenkomt.

De Poolster bevindt zich thans op
DE KLEINE BEER. ^^ „ ^^^ ^^ hemelpool verwijderd;

tengevolge van de op bldz. 22 genoemde praecessiebeweging
is deze afstand echter langzaam veranderend. In 26000 jaar
beschrijft de hemelpool een cirkelvormige baan rond de
pool der ecliptica; ten tijde van Hipparchus (bldz. 38) was
de hemelpool hierdoor 12°, d. i. 24 maal de middellijn
der maanschijf, van de ster a Ursae minoris verwijderd.
Sedert dien is zij steeds dichterbij gekomen, maar zal er
niet mede samenvallen; de kortste afstand zal o°.5 bedragen
(in het jaar 2100).

T^T^ T^T CTMT? ur^Mr» Van dit beeld valt alleen de heldere
DE KLEINE HUMU. ^^^^ Proeyon op, een naam ontleend

aan het Grieksche ttqo—y.vaiv (vóór den Hond). Hare
schemeringsopkomst gaat n.1. aan die van Sirius vooraf.

Wanneer men op een maanvrijen avond
naar een plek aan den hemel kijkt gelegen
ongeveer op het midden der lijn Pollux-Regulus, dan zal
men daar een voor \'t bloote oog duidelijk zichtbaar lichtend
wolkje zien, dat zich reeds na beschouwing door een tooneel-

dijker als een zeer fraaie, verspreide sterrengroep doet kennen.
Deze bevindt zich in het midden van het kleine sterrenbeeld
de Kreeft en draagt den naam Praesepe (de Krib). De
Engelschen noemen ze vaak the Bee-hive (de bijenkorf).

DE LEEUW behoort met Orion en den Grooten Beer
tot de meest uitgestrekte sterrenbeelden;
met den naam wordt bedoeld de leeuw, die door Hercules
in het Nemeïsche woud gedood werd. Aan de helderste ster
werd door Copernicus (1473-1543) den naam Regulus

gegeven, in overeenstemming met den Griekschen naam
Baai/daxog (koninkje). Half November van elk jaar zijn
er rondom het sterrenbeeld de Leeuw talrijke z. g. ,(Val-
lende sterrenquot; waar te nemen, welker banen aan den hemel

elkander, achterwaarts verlengd, ongeveer in één punt
snijden. Dit punt, het „straalpunt der Leoniden,quot;
ligt op het midden der lijn y e.

bij een eersten blik naar den hemel de aandacht
trekt door de aanwezigheid der schitterende ster Wega
(Arabisch: de vallende a d e 1 a a r). Daaronder ziet men 3
heldere sterren en i minder heldere ster, die op opvallend
ïquot;egelmatige wijze de hoekpunten van een parallelogram
vormen. Ook, in dit beeld bevindt zich, nabij de ster e een
straalpunt van vallende sterren, de Lyriden, welker ver-
schijning omstreeks 20 April van elk jaar te verwachten is i).
De ma Arn Verlengt men het beloop van den staart van
MAAGD. ^^^ Grooten Beer over Arcturus heen, dan
bereikt men de heldere ster Spica van het beeld de Maagd.
Zij staat met Arcturus en Denebola (/3 Leonis) in de hoek-
punten van een gelijkzijdigen driehoek. Oudtijds werd dit beeld
geteekend als een jonge, gevleugelde vrouw met een tak in de
eene, en een aar in de andere hand, als symbool van den
Veldarbeid. Zij is overigens met zeer vele andere godinnen ver-
eenzelvigd, O. m. met Themis^ aan welker voeten het sterren-
beeld de Weegschaal. Van den laatsten naam is overigens
de meest gangbare verklaring deze, dat als de zon zich in
lt;iit beeld bevond, er evenwicht was tusschen dag en nacht.

van Ariadne, waarvan Ovidius verhaalt dat ze door Bacchus
ten hemel werd geworpen toen hij Ariadne, die door haar
schaker Theseus weeklagende aan het strand was achter-
gelaten, te hulp gesneld was.

\'\' beteekent de schouder, Rigel het been van
den reus. Orion is het mooiste beeld der winteravonden; de
heldere, roode ster Betelgeuze vormt met Procyon en Sirius

een reusachtigen, gelijkzijdigen driehoek, die vooral op-
vallend is in de vooravonden van April, wanneer in het
Westen nog geen andere sterren zichtbaar zijn. Opvallend
in Orion zijn ook de drie nagenoeg op een rechte lijn ge-
legen heldere sterren lt;5, e en f de z. g. „drie koningenquot;

„Jacobstafquot; of „gordel van Orion.quot; Onder f strekt zich een
rij zwakkere sterren, het „zwaard van Orionquot; uit, in welker
midden zich de belangwekkende nevelvlek Orion-neveï)

fig. 17. voorgestelde wijziging in de klassieke afbeelding
van het sterrenbeeld orion,

bevindt, die echter niet voor het bloote oog als zoodanig te
herkennen is. In het jaar 1807 deelde het Bestuur van de
Universiteit te Leipzig in een zeer slaafs gesteld adres aan
keizer Napoleon I mede, dat het de sterrengroep, die tot dusverre
bekend was als „de gordel en het zwaard van Orionquot; tot
een afzonderlijk sterrenbeeld wilde verheffen met de be-
naming „Napoleontische sterren.quot; Fig. 17 is een afdruk
van de bij dit adres gevoegde teekening.

aan: deze ster is de middelste en helderste
van het drietal ö a y dat een flauw gebogen lijn vormt en
dadelijk de aandacht trekt indien men eenmaal (zie de
alignementen bij de beschrijving van den Grooten Beer)
de heldere ster Capella van den Wagenman gevonden heeft.
Bij afwezigheid van rnaanlicht ziet men even ten W.
van rj Perseï een dubbelen sterrenhoop, die zich aan
het bloote oog als een lichte, vlokkige massa voordoet, doch
reeds in een tooneelkijker haar werkelijke natuur verraadt.

Merkwaardig in dit sterrenbeeld zijn nog de verander-
lijke ster Algol (ter plaatse van het Medusahoofd) reeds
in 1669 ontdekt, en het straalpunt van eene groep van
vallende sterren, de z.g. „Perseïden,quot; die zich elk jaar
voornamelijk in de eerste helft van Augustus vertoonen.
DE RAMnbsp;quot; Perseï met Algol verbindt wijst

naar den Ram, een beeld dat alleen door de
dicht bijeen gelegen sterren a /5 y de aandacht trekt.

Zuidelijke sterrenbeeld, komt zelden
meer in catalogi a. a. voor, daar het gebruikelijk is geworden
de onderdeelen van het schip, n.1. den Achtersteven (Puppis),
de Kiel (Carina), de Zeilen (Vela) en den Mast (Malus)
als afzonderlijke sterrenbeelden op te vatten. Op de snijding
van achtersteven en kiel vindt men de ster Canopus, die
in helderheid op Sirius volgt; de naam is een verbastering
van Kd v agt; p os, den loods van koning Menelaus. Canopus is

op onze breedte onzichtbaar, doch vertoont zich op 37°
N. Br. (dus bijv. in de Middellandsche zee) reeds even boven
den Zuidelijken horizon.

de schorpioen ^^ evenmin op onze breedte in zijn
geheel zichtbaar. Komt men echter
Zuidelijker, dan is het een der mooiste, zoo niet het aller-
mooiste sterrenbeeld van den geheelen hemel. De heldere,
opvallend roode ster Antares is voor ons uitsluitend in de
vóór-zomeravonden laag boven den Zuidelijken hemel zicht-
baar {d = — 26° 14\'); zij dankt haar naam van „mededingerquot;
van quot;AQtjg (de roode planeet Mars) uitsluitend aan hare kleur.

de Slang m beide handen) is een
Weinig gemakkelijk te herkennen constellatie. De helderste
ster, a, staat met Wega en Altaïr nagenoeg in de hoek-
punten van een gelijkzijdigen driehoek.
de stier ^^ ^^^ rechteroog van den stier staat de heldere
roode ster Aldebaran, d.i. de Volgeling-, ze
,,volgtquot; n.1. de Pleiaden. Deze ster is in het najaar gemak-
kelijk onder de beelden Wagenman en Perseus te vinden, in
het voorjaar bovendien met behulp van den gordel van Orion.
Verlengt men dezen n.1. naar het N. W., (rechts boven) dan
komt men in de buurt van Aldebaran, verlengt men hem
naar het ZO, dan bereikt men Sirius. Op deze denkbeeldige
lijn ligt de gordel vrijwel midden tusschen deze beide heldere
sterren in.nbsp;\' P -

In de onmiddellijke nabijheid van Aldebaran vindt men
een sterrengroep, welke de Hyaden heet; hare „schemerings-
opkomstquot; (bldz. 50) viel samen met het begin van den regen-
tijd {veiv = regenen).

TivT/^c-NT is een naam die ontstaan moet zijn uit
DE TWEELINGEN ,nbsp;■ 1. -j j ^

even heldere sterren Castor en Pollux. De eerste (a Gemi-
norum) is minder helder dan de tweede Geminorum)
Bayer was overigens gewoon aan de sterren uit een beeld de
letters a ^ y enz. te geven, in volgorde van hare hel-
derheid. Men komt in oude beschrijvingen deze sterren ook

tegen onder de namen Apollo en Hercules, twee engelen,
Adam en Eva enz. Reeds in een betrekkelijk kleinen
kijker (bijv. met een objectief van lo cm. middellijn)
kan men Castor zien als twee duidelijk van elkaar gescheiden,
nagenoeg even heldere sterren; zij is de fraaiste dubbelster
van den hemel.

den Ram verlengd denkt, ontmoet men een
ster, die, hoewel zwakker dan deze drie, toch in haar om-
geving opvalt; deze ster is a van de Visschen; van haar uit
gaan in twee richtingen, naar het O en N O, „lintenquot; van
sterren, aan welker uiteinden men zich de visschen moet
denken. Dit bseld bevat thans het Lentepunt V-

over welker fjuisten oorsprong men in
het duister tast; zeer waarschijnlijk hangt zijn ,,schemerings-
opkomstquot; met het wederkeeren van de lente samen.
De wagenman houdt een zweep in de eene en een
geitje (de heldere circumpolaire ster Capella) in de andere
hand. Capella is te vinden op het verlengde der lijn è a van
den Grooten Beer, in de Juni-avonden echter zeer laag boven
den horizon ( ^ = 45° 54\')-

Dit sterrenbeeld valt dadelijk op als een groote vijfhoek,
waarvan a ß amp; amp;n rj vier der hoekpunten vormen, terwijl
ß Tauri het vijfde is. Deze laatste ster vormt onder den vijf-
hoek, met t Tauri en Aldebaran de hoekpunten van een
grooten, ongeveer gelijkbeenigen driehoek, die Aldebaran
tot top heeft.

zuidelijk van de Visschen gelegen,
waarvan dadelijk de drie heldere sterren a, y en d als
hoekpunten van een stompen driehoek de aandacht trekken.
Op de lijn a ö vindt men, veel Zuidelijker, de heldere ster ß,
maar op gezette tijden, die ongeveer 11 maanden op elkaar

1) Theoretisch kan men de beide „componentenquot; reeds met een veel
kleineren kijker scheiden. Zie bldz. 121.

volgen zal men op diezelfde lijn nóg een opvallend heldere
en tevens roode ster bemerken, die op andere tijdstippen
veel zwakker is dan de grens van zichtbaarheid voor het
menschelijk oog. Deze zoo sterk veranderlijke ster heet
Mira (de verwonderlijke). Hare plaats op de lijn a ó is het
voetpunt van de loodlijn uit a Piscium er op neergelaten.

In de legenden van vele beschaafde en onbeschaafde
volken speelt het Zevengesternte een rol, terwijl de verge-
lijking met een troep kuikens in den volksmond overal
merkbaar is. Zoo spreken de Franschen van La poussinière,
de Italianen van La galinette, de Duitschers van ,,die Glucke
n^it ihren Küchlein,quot; de Denen van Aftenhöne enz.

Het Zevengesternte is eenerzijds geen eigenlijk sterrenbeeld
om de compacte groepeering der sterren, maar anderzijds
eerst recht omdat vele van deze sterren in werkelijkheid
bijeen schijnen te hooren. Elk ander sterrenbeeld is een
groepeering van sterren aan de sfeer; deze hebben in
werkelijkheid niets met elkander gemeen, staan op verschil-
lende afstanden van de aarde, hebben andere bewegingen en
een anderen graad van ontwikkeling. Het Zevengesternte
echter is ,,im groszen und ganzenquot; een groepeering van sterren

belang; wie echter een vrijen Zuide-
lijken horizon heeft, zal daar (i Oct. te lo u., 15 Oct. te 9 u. en
I Nov. te 8 u.) op een hoogte van 8° een heldere ster zien
schitteren, welker helderheid indien men ze hoog aan den
hemel kon zien, die van Regulas en Deneb zou evenaren.
Nu haar licht echter een zooveel grooteren afstand door
onzen dampkring moet doorloopen, schijnt ze ons, doordat
er meer van haar lichtsterkte opgeslorpt wordt, zwakker
dan deze beide, maar ze blijft toch, vooral door het ontbreken
van heldere sterren in hare buurt, een opvallende verschijning,
die zelfs een getrouw waarnemer van den hemel telkens weer
verrast. Deze ster is Fo/naZ/iauf, een naam die naar het schijnt
is ontleend aan een Arabisch woord dat vischbek beteekent.
DE ZWAAN ^^ Ouden ook de Vogel of de Kip geheeten,
\' is een zeer opvallend, voor onze breedte
nagenoeg circumpolair beeld; het heeft den vorm van een
rechthoekig kruis, waarvan ay ß de lange, endye^de korte
arm is. Wil men zich de klassieke figuur van den vogel
denken, dan is diens bek bij ß, het begin van den staart
bij a {Deneb) gelegen. Zie ook bij den Leeuw, waar de ster
aan den staart Denebola heet.

Over den voor ons speciaal Zuidelijken hemel, d. w. z.
over de sterrenbeelden die in hun geheel gelegen zijn op
eene Zuiderdeclinatie grooter dan 35°, zullen wij slechts enkele
woorden zeggen. Een heldere poolster ontbreekt, zoodat de
plaats der Zuidpool niet onmiddellijk te vinden is; zij ligt
ongeveer op het midden van den grootcirkelboog die de sterren
van het Zuiderkruis met de heldere ster Achernar van den
Vloed Eridanus verbindt en zeer nabij de ster a van het
sterrenbeeld de Octant.

en ó = — 60° bestaat in hoofdzaak
uit vier zeer heldere, dicht bijeen geplaatste sterren in den

vorm van een rechthoekig kruis, dat de bijzonderheid heeft
dat de sterren aan de uiteinden van den langen arm dezelfde
rechte klimming hebben, en dus in den meridiaan hetzelfde
azimuth. Bij zijn meridiaansdoorgang staat dus het kruis
verticaal. Even ten Westen ervan vindt men de twee heldere
sterren aen ^ van het beeld Centaurus, waartoe Ptolemaeus
het, eerst later tot afzonderlijk sterrenbeeld verheven Zuider-
kruis mederekende. Zeer opvallend zijn verder aan den
Zuidelijken hemel de „Kaapsche Wolkenquot; en de „Groote
kolenzak.quot;

a = oquot; 45« ö = — 70° (de „kleinequot; wolk). Zij zien er
voor het bloote oog a. h. w. als compacte deelen van den
Melkweg uit, liggen echter op grooten afstand daarvan en
blijken bij telescopische beschouwing te bestaan uit de meest
grillige opeenhooping van sterren, sterrenhoopen en onop-
losbare nevels. Daar sterrenhoopen aan den hemel meestal
gevonden worden in gebieden, die ver verwijderd zijn van
die waarin men de meeste nevels aantreft, zijn groepeeringen
als de hier beschrevene even geheimzinnig als belang-
wekkend; de groote Kaapsche Wolk beslaat een oppervlakte
aan de sfeer even groot als de vierhoeka^yS van den Grooten
Beer.

plek die volkomen donker is. Zij bevindt
zich in den Melkweg, dus in een gebied waar overigens de
hemel één lichtende gordel is, en wel bij het zooeven be-
schreven Zuiderkruis, dat daardoor een des te meer opvallende
verschijning is.

Deze donkere plek is niet de eenige in den Melkweg-, de
andere zijn echter minder in het oog loopend. Wij komen
er bij de beschrijving van den Melkweg in het Achttiende hoofd-
stuk uitvoeriger op terug.

{Zodiacus). Dit is een strook van ongeveer 8° ter weers-
zijden van de ecliptica, welke breedte samenhangt met
de grootste helling die bij de\' banen der groote planeten

voorkomt. Noch omtrent de reden waarom hier juist ftieren
een rol spelen, noch omtrent het ontstaan van de andere
namen der sterrenbeelden die in dien hemelgordel geplaatst

zijn is iets met zekerheid te ^zeggen; zeer waarschijnlijk
is de Dierenriem een voortbrengsel van de oud-Babylo-

nische beschaving en heeft hij zijn naam ontleend aan de
omstandigheid dat de planeten (dwaalsterren) wel vergeleken
werden met grazende of zwervende dieren. Zooveel is echter
zeker, dat niet alle dierennamen bewaard zijn gebleven,

De Dierenriem wordt door de z.g. „teekens van den Dieren-
riemquot; in 12 deelen verdeeld. Deze teekens zijn de volgende:

Ook deze indeeling moet van Babylonischen oorsprong
zijn; men wist echter, toen zij gemaakt werd, niet dat de
beelden-, en de teekenindeeling ten opzichte van elkaar
verschuiven. Door de praecessiebeweging verplaatst zich
echter het nulpunt V der teeken-indeeling ten opzichte
van den vasten hemel; daardoor loopen de teekens in de
reeks der beelden terug, en het teeken -Y bevindt zich thans
in het beeld Visschen. Daar de praecessiebeweging nauw-
keurig bekend is, kan dus het vinden van oude Dierenriem-
voorstellingen waarde hebben voor de vaststelling der periode
waarin ze ontstaan zijn, mits het Lentepunt tevens is aan-
gegeven.

De eerste vondst van dien aard had plaats in 1798
tijdens Napoleons expeditie in Boven-Egypte, n.1. de dieren-
riem in den tempel van Denderah (Fig. 18) waarvoor men,
daar de Leeuw zich het meest nabij den ingang bevond en dus
waarschijnlijk het Lentepunt bevatte, een ouderdom van 6100
jaren meende te mogen afleiden. Later bleek echter dat deze
tempel van zeer veel jongeren datum is. Uit Egypte zijn
misschien de dierenriemvoorstellingen naar Indië, China en
Japan verspreid en in elk nieuw land naar de omstandig-
heden vervormd. Zoo vinden wij (Fig. 19) onder de Japansche
dierenriemteekens alleen den Stier terug.

Daar de Dierenriem met zijn teekens en de steeds wisselende
plaatsen der leden van het zonnestelsel in den zodiakalen-
gordel den grondslag vormden voor de sterrenwichelarij,
vindt men in oude beeldhouwwerken herhaaldelijk de

beelden van den Dierenriem afgebeeld. Zoo o. a. in de cathe-
dralen van Amiens en Chartres, . op oude astronomische
pendules, op medailles, armbanden en zuilen (o. a. in het
museum te Arles). i) Als zeer fraai specimen geven wij in
Fig. 20 een afbeelding van een dierenriem, gegraveerd in
een der edelgesteenten van het Huis van Orleans.

i) Er bestaat een boekje van A. B. Grimaldi getiteld: Catalogue of zodiacs
and planispheres, waarin alle plaatsen op aarde genoemd zijn waar men
geheele of gedeeltelijke afbeeldingen van dierenriembeelden kan aantreffen.

^EN waarnemer op aarde is gedwongen zijn
werk te verrichten op den bodem eener luchtzee
die aan vele wisselingen tengevolge van
temperatuur- en drukveranderingen onder-
worpen is; wij zullen in het kort nagaan op
welke manieren deze omstandigheid invloed kan uitoefenen
op de uitkomst der waarnemingen.

Een lichtstraal die uit de eene middenstof
REFRACTIE. ^^^^nbsp;aether) treedt in eene middenstof

(de lucht) waarin het licht een kleinere snelheid heeft, wordt
„gebrokenquot; in dien zin, dat de hoek tusschen den lichtstraal en
den normaal op het scheidingsvlak der middenstoffen verkleind
wordt. Denkt men zich den dampkring te bestaan uit on-
eindig vele concentrische lagen, welker dichtheid naar de aarde
toe gestadig toeneemt, dan heeft een lichtstraal, komende
van een lichtbron S naar den waarnemer C (Fig. 21) eerst,
in den aether, een recht beloop Sa, daarna, in de lucht,
een gebogen beloop aC. De waarnemer ontvangt den indruk
alsof het licht komt uit de richting van de raaklijn uit zijn
oog aan de gebogen lijn getrokken, dus uit de richting SjC;
zonder den invloed der refractie (straalbreking) zou hij
de lichtbron in de richting C Sg evenwijdig aan aS gezien
hebben. Daar de schijnbare (foutieve) richting waarin de
lichtbron gezien wordt een grooteren hoek met den horizon
maakt dan de ware richting, kunnen wij zeggen: de refractie

vergroot de hoogte van alle hemellichten. Het bedrag van die ver-
grooting is echter afhankelijk van de hoogte zelve. Staat
een hemellicht zoo hoog mogelijk („in topquot;) dan valt de
lichtstraal samen met den zooeven genoemden normaal,
hij snijdt de dampkringslagen loodrecht en gaat ongebroken

door. De refractie is dan dus
nul; naarmate de hoogte van
het hemellicht echter afneemt,
doet haar invloed zich steeds
meergelden, aanvankelijk nau-
welijks merkbaar, maar voor
kleinere hoogten tot een be-
trekkelijk groot bedrag aan-
groeiend. Vooreerst toch wijkt
de gebroken lichtstraal verder
af naarmate het licht schuiner
invalt, maar bovendien heeft
de invallende straal dan een
längeren weg door den damp-
kïing af te leggen, waardoor
de kromming sterker wordt.

Tengevolge der refractie zijn
dus bijv. zon en maan schijn-
baar vroeger op en schijnbaar
later onder dan in werkelijk-
heid ); door denzelfden invloed lijken zij dicht bij den horizon
ei-vormig. De uiteinden a en b (Fig. 22) van de horizontale
middellijn worden n.1. door refractie met een gelijk bedrag,
de uiteinden c en d van de verticale middellijn met een onge-
lijk bedrag boven den horizon gelicht, maar c met een kleiner,
d met een grooter bedrag dan a en b.

De refractie werkt in een verticaal vlak, verandert dus
de hoogte, maar niet het azimuth der hemellichten; op welke
wijze ze de declinatie en rechte klimming zal veranderen
hangt af van den stand der parallel ten opzichte van het

verticale vlak, d.w.z. van den uurhoek. Is deze 0 dan staat
dit vlak loodrecht op de parallel van het hemellicht
(het valt samen met het meridiaanvlak) en de refractie
verandert de declinatie, maar niet de rechte klimming-, in
andere uurhoeken echter staat het verticaalvlak niet loodrecht
op de parallel van het hemellicht en de refractie verandert
daardoor zoowel de declinatie als de rechte klimming.

Het bedrag van deze verandering
is tevens afhankelijk van de
breedte der waarnemingsplaats;
aan de pool, waar alle meri-
dianen tevens verticalen zijn, is
de invloed der refractie voor
beide stelsels van coördinaten
dezelfde. De zon loopt er reeds
langs den horizon rond vóórdat
hare declinatie 0° is en de lange
,,pooldagquot; wordt ongeveer 5 da-
gen langer, de ,,poolnachtquot; dus
5 dagen korter dan een halfjaar;
een deel van dit bedrag is op
rekening van den schijfvorm der
zon te stellen.

Zoo eenvoudig het intusschen
is, den aard aan te geven van
den invloed der refractie, zooveel te moeilijker is het
vast te stellen op welke wijze zij afhankelijk is van de hoogte
van het hemellicht en den toestand (temperatuur en druk-
king) van de lucht. Dit geldt vooral voor kleine hoogten,
kleiner dan 10°, waar, zooals o. a. blijkt uit de grillige vormen
die de ondergaande zon kan aannemen, en waaronder
eilanden en schepen z. g. „opdoemen,quot; de refractie zeer
onregelmatig kan zijn. Tenzij het hoogst noodzakelijk is,
meet men dan ook in de practijk der waarnemingen geen
hoogten boven den horizon kleiner dan 10°; terwijl toch
de refractie in den horizon gemiddeld 36quot; bedraagt, is zij
op een hoogte van lojquot; nog maar 5\' en Verloopt vandaar

den dampkring niet alleen een richtings-,
maar tengevolge van absorptie door zijn gassen en terug-
kaatsing op de vaste en vloeibare deeltjes, ook een intensi-
teitsverandering. Het bedrag hiervan hangt van drie om-
standigheden af:

Hiervan zijn de sub. 1° en 2° genoemde omstandigheden
eigenlijk samen te voegen tot deze eene: de intensiteits-
vermindering (extinctie) hangt af van de lengte van den
weg dien het licht door den dampkring moet afleggen, al-
vorens het oog van den waarnemer te bereiken. Hoe lang
die wegen voor verschillende hoogten van een hemellicht
precies zijn, is moeilijk te zeggen; de juiste hoogte toch van
den dampkring, in zooverre men hiervan ten minste spreken
kan, is onbekend (wij ontvangen nog teruggekaatst zon-
licht van dampkringsdeeltjes op een hoogte van ongeveer
200 KM. boven het aardoppervlak) en de dichtheids-
vermindering evenzoo. Men kan echter wel berekenen hoe
die wegen zich ongeveer zullen verhouden en vindt dan
dat een lichtstraal, komende van een hemellicht 10° boven
den horizon, een dampkringsweg van 47 KM. moet af-
leggen tegen eenen van 16 KM. als de hoogte 30° geworden
is; de verdere vermindering met de hoogte geschiedt echter
veel langzamer en als het hemellicht ,,in topquot; staat, is de
dampkringsweg, in dezen verhoudingsmaat uitgedrukt,
8 KM. geworden. De wegen zijn dus in elk geval zeer
verschillend; hoe langer de weg en hoe grooter de dicht-
heid der lucht, des te grooter is de extinctie en daar
deze factoren voor een laag staand hemellicht samenwerken,
neemt hiervoor de extinctie een groote waarde aan. Maar
ook voor een hemellicht ,,in topquot; is ze niet onaanzienlijk.

In het gunstigste geval gaat 25% van zijn licht door absorptie
in de dampkringslagen voor den waarnemer verloren, een
bedrag dat voor een hemellicht even boven den horizon vele
malen grooter wordt. Deze bedragen wisselen echter tengevolge
van het sub 3°. genoemde; wij zullen in het Achtste hoofdstuk
leeren dat het z. g. „wittequot; licht uit verschillende kleuren
is samengesteld, welke echter niet gelijkelijk door den damp-
kring der aarde geabsorbeerd worden. Blauwe lichtstralen
gaan tot een grooter percentage verloren dan roode en als
een roode en een blauwe i) ster „in topquot; even helder schijnen,
lijkt bij hun opkomst en ondergang de roode merkbaar
helderder. Hetzelfde verschijnsel is oorzaak dat de extinctie
bij het fotografeeren van den hemel een ander effect heeft
dan bij het waarnemen met het oog of zooals men het uitdrukt
bij visueel werk.

Op den invloed der extinctie op de helderheidsmetingen van
sterren komen wij in het Zestiende hoofdstuk uitvoerig terug.

schijnsel ontstaat, doordat de luchtzee, op welks bodem wij
ons bevinden, niet in rust, maar aan voortdurende, grillige
bewegingen onderhevig is; de lichtstralen nemen nu hun
weg door een dampkring die bestaat uit een mengeling
van ongelijk verwarmde, en dus ongelijk dichte luchtstroomen
die hunne richting veranderen, waardoor het oog een reeks
van snel op elkaar volgende verschillende intensiteiten
opvangt inplaats van een enkele standvastige. Maar voor-
namelijk door z. g. „interferentiequot; van twee lichtstralen,
die wel van dezelfde lichtbron uitgaan, maar langs eenigszins
verschillende wegen het oog van den waarnemer bereiken,
kan het verschijnsel veroorzaakt worden. Een ster vertoont
zich daardoor in een kijker niet als een scherp, rustig puntje,
maar als een onrustig vlokje en voor het bloote oog „fonkeltquot;
ze. Men kan hiervan in het algemeen zeggen dat laag staande
sterren meer fonkelen dan hoog staande, witte meer dan gele

en roode, en dat het verschijnsel sterk afhankelijk is van den
plaatselijken toestand van den dampkring. Lage temperatuur
bevordert het fonkelen, dat dan ook \'s winters meer opval-
lend is dan \'s zomers.

Bij de maan is het verschijnsel niet, bij de planeten
nauwelijks merkbaar; doordat zij een schijf vertoonen
aanschouwen wij een regelmatigen toestand als gemiddeld
resultaat van de onregelmatigheden der verschillende punten
van de schijf.

Het fonkelen der sterren is een maatstaf voor de rustigheid
der lucht, welke vaak wordt aangelegd bij het beoordeelen
der wenschelijkheid tot het verrichten van bepaalde foto-
grafische opnamen.

VAN HET HEMELGEWELF. ^^ eeuw bereikt ons de op-
merking dat wij het hemel-
gewelf niet als een halven bol zien, maar als een oppervlak
dat sterk afgeplat is in de richting naar het zenith. Het
bedrag van die afplatting schijnt voor eiken waarnemer
anders te zijn, en overdag verschillend van \'s nachts. Een
aannemelijke verklaring van dit verschijnsel is niet gegeven.
Men zou geneigd zijn te denken dat door dezen afgeplatten
vorm de schatting met het bloote oog van de hoogte eener
ster geheel foutief moet uitvallen, ja men heeft omgekeerd
gemeend uit dergelijke foutieve schattingen het bedrag der
afplatting te kunnen geven. Latere onderzoekingen hebben
echter aangetoond dat deze maatstaf onzuiver is; een waar-
nemer kan na eenige oefening, ofschoon hij het hemel-
gewelf sterk afgeplat ziet, de hoogte eener ster binnen een
paar graden nauwkeurig schatten.

beelden lijken op ge-
ringe hoogte boven den horizon sterk vergroot. Ook dit
reeds aan de Grieken bekende verschijnsel is niet verklaard;
meet men met een hoekmeetinstrument de middellijn der
voor het bloote oog sterk vergroot lijkende zonneschijf.

dan krijgt men geen verschil met een meting bij grootere
hoogte der zon. De vergrooting is dus schijnbaar; zij
is bij sterrenbeelden nog opvallender dan bij de zon of
de maan. De „Wagenmanquot; en „de Leeuwquot; bijv., twee
zeer markante groepeeringen, lijken even boven den hori-
zon zoo sterk vergroot, dat men ze, als ze dicht bij het
zenith staan, bijna niet zou herkennen. Langen tijd heeft
men gemeend dat het sterk afgeplat zien van het hemel-
gewelf de schijnbare vergrooting aan den horizon veroor-
zaakte, maar deze meening is niet meer vol te houden,
sedert het verschijnsel ook in het veld van een kijker is waar-
genomen. Bij de waarneming van veranderlijke sterren
moet hare helderheid vaak in een kijker met het bloote
oog geschat worden, door ze te vergelijken met de helderheid
van omringende, niet veranderlijke sterren. Daar een waar-
nemer dit voor een bepaalde ster soms jaren achtereen doet,
is hij met de groepeering dezer sterren in het veld van zijn
kijker, met deze „telescopische constellatie,quot; zóó vertrouwd
geraakt, dat eventueele veranderingen hem onmiddellijk
zullen opvallen, en nu is het bijv. op de Utrechtsche Sterren-
wacht herhaaldelijk gebeurd, dat laag boven den horizon
een sedert jaren bekende telescopische groepeering zóó
sterk vergroot leek, dat ze bij den eersten aanblik niet her-
kend werd. Het verschijnsel is dus, evenals het vorige, waar-
schijnlijk zuiver fysiologisch.

DE SCHEMERING. ^^ directe verlichting van onze om-
geving op, en blijft alleen de diffuse verlichting over, die
door verschillende fasen heen den nacht inleidt; zij heet
de avondschemering. Deze fasen worden voor een
„normalequot; schemering door Prof. Nijland als volgt be-
schreven 1): „Wij zullen het punt van den horizon, waar
„de zon ondergaat gemakshalve het Westen noemen, of-
„schoon dit punt in Juni ver naar het Noorden opgeschoven
„is. Bij het dalen der zon treden over den geheeleri hemel
„eigenaardige tinten op: het Westen kleurt zich geelwit,

„het Noorden en het Zuiden geelrood, het Oosten purper.
„Langzamerhand gaan in het Westen geel en rood over-
„heerschen, terwijl onmiddellijk nadat de zonnebol ver-
„dwenen is, in het Oosten een vaal kobaltblauw segment
„opkomt,quot; de aardschaduw. Zoo lang dit segment nog
„zeer laag op den horizon staat, is het door een rozerooden
„zoom vrij scherp begrensd. Naarmate het zich echter
„hooger verheft — en dat geschiedt tamelijk snel — wordt
„de grens vager. Een half uur na zonsondergang is alleen
„nog maar te bespeuren, dat de Oostelijke hemel in schaduw
„gedompeld is, terwijl zich het Westen nog in veelkleurig
„hcht baadt, waarin rood en geel de hoofdtinten zijn, door
„zachtgroen in het blauw van de hoogere deelen des hemels
„overgaande. Hier, in het Westen, teekent zich nu hoe
„langer hoe duidelijker een geel „schemeringssegmentquot;
„af; daarboven is bij zeer helderen hemel, gedurende korten
„tijd een prachtige rozeroode koepel zichtbaar, het zooge-
„naamde p u r p e r 1 i c h t. Een kwartier na zonsondergang
„omspant het gele segment ongeveer 120° van den horizon-
„het bereikt in het Westen een hoogte van 15°.. Daarop
„rust de halfcirkelvormige purperen koepel; zijn straal is
„op 30° te schatten, zoodat het purperlicht een totale hoogte
„van 45° bereikt. Langzamerhand trekken zich beide, zoowel
„het schemeringssegment als het purperlicht, naar den
„westelijken horizon terug, maar het purper doet dit zooveel
„sneller, dat het in het geel schijnt weg te zinken, na weinige
„minuten nog slechts een purperen zoom daarvan vormt,
„en een half uur na zonsondergang geheel verdwenen is.
„Tijdens de grootste helderheid van het purperlicht be-
„ginnen de voorwerpen in het Oosten in een levendig roze-
„rood te lichten: hooge sneeuwbergen vertoonen het prachtige
„verschijnsel, dat men Alpengloeien noemt. Ook na het
„verdwijnen van het purperlicht treden soms opnieuw roode
„tinten aan den Oostelijken hemel op. Zelfs wordt de normale
„schemering een enkelen keer in al hare verschijnselen door
„een zwakke „tweede schemeringquot; gevolgd.quot;
Hetzelfde verschijnsel doet zich in omgekeerde volgorde

vóór als inleiding van den dag; het is de ochtendschemering of
dageraad. Men spreekt van het einde der „astronomischequot;
avondschemering als het volkomen nacht is; de zon staat
dan ongeveer 18° onder den horizon. De „burgerlijkequot;
schemering eindigt als de helderste sterren zichtbaar worden;
de zon staat dan ongeveer 6° onder den horizon. De duur der
schemering is de tijd die de zon behoeft om langs haar dag-
boog deze punten te bereiken, is dus afhankelijk van den
stand der parallel ten opzichte van den horizon d. i. van de
breedte van den waarnemer en den tijd van het jaar. Voor
de burgerlijke schemering wisselt hij voor ons land tusschen
48 min. (in Juni) en 36 min. (in Maart en October). De
astronomische schemering duurt in Juni den geheelen
nacht, in Maart en October ongeveer 2J uur.

de plekken aan den hemel, waar wij geen sterren zien,
toch licht uitzenden. Wij behoeven immers slechts deze
schijnbaar donkere plekken in een grooten kijker te bezien
om de aanwezigheid van honderden en soms duizenden
sterren te constateeren. Bovendien verspreidt het licht der
sterren zich evenals dat van zon en maan door terug-
kaatsing op de dampkringsdeeltjes; wij weten dat dit
,,diffusequot; zonlicht de eigenlijke verlichting van onzen dag-
hemel veroorzaakt en het is duidelijk dat het ,,diffusequot;
sterrenlicht de donkerheid van onzen nacht-hemel ver-
mindert i); hierdoor zou echter de nacht-hemel donkerder
moeten zijn, naarmate de beschouwde plekken dichter bij
den horizon zijn gelegen. Onze landgenoot Yntema heeft
echter in 1909 uit een reeks waarnemingen aangetoond,
dat de helderheid grooter is voor plekken dichtbij den
horizon en daaruit voor het eerst met cijfers bewezen,
dat de verlichting van den (nachtelijken) hemel mede

1) Een globale berekening, steunende op statistische gegevens van het
sterrenstelsel leert dat gemiddeld de totale verlichting van elk halfrond
gedacht kan vyorden als te ontstaan uit de aanwezigheid van 675 sterren
der eerste grootte.

haar oorzaak vindt in een nog onbekende lichtbron, welke
misschien van gelijken aard is als die welke het „Noorder-
lichtquot; doet optreden; hij heeft aan deze zwakke verlichting
den naam A a r d-1 i c h t gegeven. Het aardlicht is ook in
de vorige eeuw herhaaldelijk opgevallen en min of meer
nauwkeurig beschreven, echter nooit met behulp van instru-
menten onderzocht; het moet niet verward worden met de
vaak zeer merkwaardige verlichting van den hemel door
z.^ g. „lichtende nachtwolken,quot; welke waarschijnlijk plaatse-
lijke dampkringsverdichtingen zijn op abnormaal grooten
afstand boven het oppervlak der aarde.

De onderzoekingen van Yntema zijn later in Amerika
met in hoofdzaak dezelfde uitkomst herhaald.

INDER „het Zonnestelselquot; verstaan wij, strikt
genomen, de zon, de-planeten, de manen der
planeten, de kometen en de vallende sterren;
wij zullen ons echter in dit hoofdstuk bepalen
tot eene korte beschrijving van den bouw
Van het zonnestelsel voor zoover het de planeten betreft,
quot;Welker beweging, zooals wij ze aan den henjel waarnemen,
tevens zal worden nagegaan. Een beschrijving der hemel-
lichten van het zonnestelsel moge dan in de Afdeeling
eene plaats vinden.

De groote planeten dragen de volgende namen: Mer-
curius, Venus, de Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus
en Neptunus. De kleine planeten, waarvan er in 1912 ongeveer
750 bekend waren, worden, hoewel ook zij namen ontvangen
hebben, meestal door een nummer aangeduid; de vier eerst
ontdekte heeten Ceres, Pallas, Juno en Vesta. Vöor al deze
»»permanentequot; leden van het zonnestelsel gelden de volgende
bepalingen en stellingen:

1.nbsp;De planeten bewegen zich in ellipsen met de zon in
een der brandpunten. Dit is de eerste wet van

2.nbsp;De lijn r (Fig. 23) die de zon verbindt met een
Willekeurige plaats eener planeet heet een voerstraal;
de figuur begrensd door twee voerstralen r en r\' en den

De voerstraal doorloopt gelijke perken in gelijke tijden.
Dit is de tweede wet van Kepie r.

3. De afstand A B tusschen de punten der ellips, die
gelegen zijn op de lijn die de brandpunten verbindt, heet
de groote as. De halve groote as eener planetenbaan zullen

De tweede machten van de omloopstijden van de planeten
zijn evenredig met de derde machten van hunne gemiddelde
afstanden. Dit is de derde wet van Kepie r.

4. De drie bovenstaande wetten zijn gevolgen van de door
Newton (1643-1727) gevonden „wet der algemeene

aantrekking,quot; luidende: Elk massadeeltje oefent op elk
ander massadeeltje een aantrekkende kracht uit, die even-
redig is aan het product hunner massa\'s en omgekeerd
evenredig aan de tweede macht van hun afstand.

5.nbsp;De bewegingszin is, van uit de zon beschouwd, voor
alle planeten dezelfde, n.1. voor een beschouwer ten Noorden
van de ecliptica tegengesteld aan die van de wijzers van
een uurwerk.

6.nbsp;De loopbanen der groote planeten zijn gelegen in
vlakken die nagenoeg samenvallen met dat der ecliptica; de
grootste „helling op de eclipticaquot; heeft het baan-
vlak van Mercurius (7° o\'), de kleinste heeft dat van Uranus
(0° 46\'); de hellingen der kleine planeten zijn meestal
grooter, in twee gevallen 34°, in één geval zelfs 48°.

7.nbsp;Deelt men den afstand C Z van het centrum eener ellips
tot het brandpunt door zijn afstand C B^tot het uiteinde der
groote as, dan is door deze breuk de excentriciteit
gegeven.

een cirkel (C Z =0) is ze = Oy van een parabool (C Z
= C B = oneindig groot) is ze = i.

De excentriciteiten der planetenbanen zijn als regel gering.
Voor de groote planeten wisselt ze tusschen 0.206 (Mercurius)
en 0.007 (Venus); voor de kleine planeten tusschen 0.412
en o.oii.

8.nbsp;De zes eerstgenoemde planeten wentelen ,om haar
as in hetzelfde vlak en in denzelfden zin als waarin haar
beweging om de zon plaats heeft; de zon zelve wentelt
eveneens in dezelfde richting om hare as. Uranus daaren-
tegen wentelt in tegengestelden zin, terwijl van Neptunus,
noch omtrent den stand der wentelingsas, noch omtrent
den zin der wenteling iets met zekerheid bekend is.

9- De gemiddelde afstanden der planeten volgen niet een
eenvoudige wet. Hunne verhoudingen tot den gemiddelden

M
§

D
m

afstand der Aarde zijn echter vrijwel te ontleenen aan
z. g. „wet van Titiusquot; (1766): Tel bij de getallen 0, 3,
12, 24 enz. 4 op. Deze wet voldeed echter reeds dadelijk
slecht voor Mercurius, terwijl er op den gemiddelden afstand
24 4 = 28 (Aarde = 10) geen planeet aanwezig was.
Toen Neptunus ontdekt werd (1846) bleek zij ook voor deze
niet te voldoen. Wilde men ze in een wiskundig beeld geven,
dan zou men ze moeten schrijven als
^ — 4 3 X 2quot; — 2 waarin n = i, 2, 3 enz.

Alle afstanden, behalve die van Mercurms, zijn dan dezelfde
als de wet van Titius ze geeft, maar nu verschilt de berekende
plaats van Mercurius nog meer met de werkelijke.

Gemiddelde afstand (a), excentriciteit (c), helling (1),
en omloopstijd {periode, T) zijn de voornaamste „e 1 e -
e n t e nquot; eener planetenbaan. De bijgevoegde tabel
geeft deze elementen, vereenigd met enkele bijzonderheden
omtrent de planeten zelf, n. 1.. middellijn (2 R), volume
(V), dichtheid (d) en omwentelingstijd (O).

De in deze tabel opgenomen verhoudingsgetallen zijn
gemakkelijk tot kilometers te herleiden met behulp van
de elementen der Aarde: a = 149.5 niillioen KM. R = 6378
Km. (in het aequatorvlak; tusschen de polen gemeten is
hij 22 KM. minder). Verder is voor de Aarde d = 5.6 maal
de dichtheid van water.

Eene schematische voorstelling van de onderlinge ligging
der planetenbanen is aan de hand der tabel gemakkelijk te
ontwerpen. Is de middellijn van de aardbaan i cm., dan
IS op die schaal de afstand tot de dichtstbij zijnde ster onge-
veer 3 KM.I

Wij zullen nu in het kort uit het bovenstaande eenige
gevolgtrekkingen maken, die van belang zijn voor de waar-
nemingen aan den hemel met het ongewapende oog; wij
zullen daarbij de Aarde afzonderlijk beschouwen en de
planeten indeelen in twee natuurlijke groepen, die waarvan
de gemiddelde afstand kleiner is dan die der Aarde, de

z. g. „b i n n e n p 1 a n e t e n,quot; en die waarvan hij grooter
is dan die der Aarde, dez. g. buitenplaneten.
A. De Aarde.

I. De uiteinden der groote as eener planetenbaan heeten
het „periheliumquot; (B. in Fig. 23) en het „apheliumquot; i).
Uit metingen van de middellijn der zonneschijf, wanneer de
Aarde zich in deze twee punten bevindt, kan men gemakke-
lijk de excentriciteit harer loopbaan afleiden. Bevindt de
Aarde zich in haar perihelium, dan wordt de schijnbare
middellijn der zon gemeten als m^ = 32\' 36.\'\'\'4 = I956.\'quot;4,
bevindt zij zich in het aphelium harer baan, dan geeft
deze meting tot uitkomst m^ = 31\' 3i/\'\'8 = 1891.quot;8.
Deze getallen zijn omgekeerd evenredig met de afstanden
a^ en a^ der zon. Uit Fig. 23 blijkt echter dat a^ = d — c

en Qg — ^ of) daar wij de breuk — als de excen-
triciteit hebben leeren kennen, ü^ = a (i — e) en =
ö (I e).
Derhalve is

(I e) : (I —-e) = 1956.4 : 1891.8
waaruit door toepassing van de eigenschappen der even-
redigheden gemakkelijk volgt:

II. Uit de elementen der loopbaan is gemakkelijk af te
leiden dat de gemiddelde snelheid, waarmede de Aarde zich
in haar baan voortbeweegt, ongeveer 30 (juister 29.7) KM.
per seconde bedraagt. Ze is grooter dan het gemiddelde als
de afstand tot dequot;zon kleiner, en kleiner dan het gemiddelde
als hij grooter is dan de gemiddelde afstand; de verschillen
zijn krachtens de 2^® wet van Kepler percentsgewijze
even groot als het bedrag der excentriciteit. Wij vonden
hiervoor Veo i-nbsp;^e uiterste snelheden wijken dan

ook 1.7% van de gemiddelde af, d. i. 0.5 KM. per
seconde. Daar de Aarde het perihelium harer baan onge-

veer i Januari bereikt, legt zij dus wat voor ons de winter-
helft der baan is met grooter snelheid af dan de zomerhelft.
De zon komt dus in korter tijd van Libra naar Ariës,
dan van Ariës naar Libra, het winterhalfjaar is voor ons
korter dan het zomerhalfjaar. Het onderstaande voorbeeld
moge dit verduidelijken:

De 2\'^® kolom bevat de herleiding der data tot dagen van
een bepaalden cyclus, die het vinden van groote tijdsver-
schillen vergemakkelijkt en waarover op blz. 113 nader
gehandeld zal worden.

De bewoners van het Zuidelijk halfrond hebben dus een
korteren zomer dan die van het Noordelijk halfrond, maar
de Aarde ontvangt in dien tijd meer warmte van de zon
omdat zij er dichter bij is, zoodat ten slotte toch de beide
halfronden elk in hun zomer een gelijke hoeveelheid warmte
ontvangen. Het temperatuursverschil tusschen zomer en winter

Wij zullen onderstellen dat in Fig. 24 de binnenste cirkel
de loopbaan van Venus, de buitenste die der Aarde voorstelt;
wij zullen voorloopig veronderstellen dat de Aarde zich in Aj

in rust bevindt en de beide loopbanen in hetzelfde vlak gelegen
zijn. Nu zullen wij de planeet Venus in haren loop volgens de
pijlrichting gadeslaan, daarbij aanvangende met de plaats
Vj. Zij is dan onzichtbaar, want zij bevindt zich achter de
zonneschijf, en ook de eerstvolgende dagen zal zij zóó dicht

daarbij staan, dat wij ze aan den helder verlichten hemel
niet zullen kunnen opmerken. Maar naarmate zij haren loop
vervolgt, wordt de hoek Z A^ V, d. i. de afstand aan de
sfeer, tusschen zon en planeet grooter en spoedig zullen wij,
kort na zonsondergang, Yenus boven den Westelijken horizon
zien prijken. Zij is dan a v o n d s t e r i). Zij wordt echter nooit
een eigenlijke nachtster, want daarvoor zou zij zich steeds
verder van de zon moeten begeven en nog boven den horizon
zijn, nadat de nacht reeds ten volle was ingetreden. Dit nu
IS, althans op onze breedte onmogelijk, want als Aj Vg de
raaklijn aan de loopbaan van Yenus voorstelt, dan is het
duidelijk dat de hoek Z A^ V nooit grooter kan worden dan
Z Aj^ Vg d. i. ongeveer 47°. Wanneer dus de zon ondergaat staat
Venus in het gunstigste geval op een boogafstand van 47°
en haar ondergang volgt dus slechts 3 uur (47 : 15) later.
Voor plaatsen dicht bij den evenaar is het dan volkomen
donker, op onze breedte kan het volkomen donker zijn voordat
Venus ondergaat, maar zij staat dan voor behoorlijke waar-
neming toch te laag boven den horizon. Is zij de plaats Vg
gepasseerd, dan wordt de hoek Z A^V weer kleiner, wij zien
aan den avondhemel de planeet op hare schreden terug-
keeren, zij gaat de avondschemering tegemoet en ten slotte
zal zij in de heldere stralen der zon onzichtbaar worden.
In Vg staat zij weer in dezelfde richting als deze, maar
daarna zal de afstand Z Aj V weer grooter worden, hetgeen
aan den hemel beteekent dat de planeet, die eerst van het
Oosten de zon genaderd was, aan de Westzijde daarvan weder
zichtbaar wordt. Dan gaat zij dus vroeger dan de zon onder
en kan aan den avondhemel niet meer worden waarge-
nomen; spoedig komt zij echter uit de morgenschemering te
voorschijn en prijkt boven den Oostelijken horizon als
morgenster2). Ook als zoodanig kan zij zich echter nooit
Verder dan 47° van de zon verwijderen; na het bereiken der
plaats Vj keert zij terug, komt in V^ weder in dezelfde

Hetzelfde geldt natuurlijk ook voor Mercurius; ook deze
schittert nu eens als avondster (bij de oude Grieken als
de planeet Hermes), dan weer als morgenster, (planeet
Apollo), maar zij komt nooit uit de schemering te voor-
schijn; hare baan is zóó dicht om de zon gelegen dat de hoek
Zon-Aarde-Mercurius gemiddeld niet grooter wordt dan
23°, en de omstandigheden voor hare waarneming aan den
hemel slechts enkele malen per jaar gunstig zijn.

Aan de vier bovenbesproken bijzondere plaatsen van eene
binnenplaneet heeft men bijzondere namen gegeven; de
plaatsen V^ en V3, waarin de planeet in dezelfde richting
als — d. i. „in samenstandquot; met — de zon gezien wordt,
heeten de c 0 n j u n c t i e s, en wel is Vj de b 0 ve n-, V3 de

beneden conjunctie der planeet. De hoek Z A^ V, een maat
voor de „verwijderingquot; der planeet van de zon, heet de
e 1 O n g a t i e, en men zegt dat zij in Vg hare grootste
Oostelijke-, in V^ hare grootste Westelijke
e 10 n g a t i e bereikt.

Bij al de bovenstaande beschouwingen zijn wij intusschen
van drie onjuiste onderstellingen uitgegaan. Vooreerst
zijn de loopbanen der planeten geen cirkels, maar ellipsen,
hetgeen ten gevolge heeft dat de grootste elongatie niet
altijd hetzelfde bedrag heeft; voor Venus schommelt zij
• slechts ongeveer 1° ter weerszijden van het gemiddelde
van 47°, voor Mercurius schommelt zij, door de grootere
excentriciteit van haar baan ongeveer 5° ter weerszijden
van de bovenvermelde waarde van 23°. Ten tweede echter
bevindt de Aarde zich niet gedurende den geheelen omloop
der binnenplaneet van Vj^ tot V^ in Aj^ in rust, maar ook
zij beweegt zich in haar baan in den door de pijlen aan-
gegeven zin. De planeet komt dus niet in benedenconjunctie,
wanneer zij de helft van haren omloop volbracht heeft,
maar later. Venus volbrengt haren loop in 225 dagen, haren
halven omloop dus in 113 dagen; in dit tijdsverloop heeft
de Aarde zich tot op aanzienlijken afstand van A^ verwijderd.
Zij legt n. 1. in 365 dagen 360° af, in de genoemde 113 dagen

dus 111°, een voorsprong dien Yenus slechts langzaam kan
inhalen; zij legt per dag i°.6 af, de Aarde nog niet ten volle
1°, zoodat zij per dag slechts o°.6 op de Aarde wint en 185
dagen noodig heeft om de benoodigde 111° in te halen. De
tijdsduur tusschen bovenconjunctie en benedenconjunctie
bedraagt dus 113 185 = 298 Een nauiuA\'eurfg\'e berekening
geeft hiervoor 292 er verloopen dus tusschen twee op-
volgende gelijknamige conjuncties 584 dagen. Deze periode
heet de synodische^) omloopstijd der planeet
in tegenstelling met de tot dusverre beschouwde periode
van 225 dagen, die de siderische omloopstijd
genoemd wordt. Na een siderischen omloop heeft een planeet
dezelfde positie ten opzichte van een vast punt aan de sfeer,
na een synodischen omloop heeft ze deze ten opzichte van
de Aarde.

De derde van onze foutieve onderstellingen was deze,
dat de loopbanen van de planeet en van de Aarde in hetzelf-
de vlak gelegen zijn. Daar dit niet het geval is, moeten twee
van onze resultaten gewijzigd worden. Wij zeiden dat in
Vj^ de planeet zich aan de sfeer achter, in V3 vóór de zonne-
schijf bevinden zal; wanneer het vlak der planetenbaan echter
niet samenvalt met dat der ecliptica, zal dit alleen gebeuren
wanneer de beide hemellichten, planeet en Aarde zich onge-
veer bevinden op de snijlijn der beide vlakken (zie hierover
bldz. 179), maar in alle andere gevallen zal aan de sfeer de
planeet zich bij hare conjuncties bevinden boven of onder de
zonneschijf. En verder zeiden wij dat de avondster na het
punt van grootste elongatie bereikt te hebben, aan de sfeer
terugkeert langs denzelfden weg als waarlangs zij gekomen
was; daar de baanvlakken niet samenvallen is ook dit niet
juist; de planeet keert aan de sfeer langs een anderen weg
terug. Ter illustratie hiervan geven wij in Fig. 25 een deel der
schijnbare baan van Venus tijdens hare grootste Westelijke
elongatie in het jaar 1902. Daar dergelijke figuren wel eens
moeilijk zijn, zullen wij er iets langer bij stilstaan.

De lus die wij hier in de baan van Venus aanschouwen,
ontstaat doordat wij bij de vastlegging van onze coördinaten
de Aarde als middelpunt der sfeer beschouwd hebben; het
zijn z.g. ,,geocentrische coördinaten waarnaar\'onze
kaarten ontworpen zijn. Beschouwen wij echter de zon als
middelpunt der sfeer, dan kunnen wij ook in deze laatste
de hemellichten door hun lengte en breedte bepalen ;
deze coördinaten heeten dan heliocentrisch. Hadden
wij nu de kaarten ontworpen naar heliocentrische lengte
en breedte en dan de opvolgende plaatsen van Venus
afgezet, dan zou hare baan geen lus vertoonen. De
heliocentrische lengte van alle planeten neemt gestadig toe,
de rechte klimming (en de geocentrische lengte) niet. i) Uit
Fig. 25 blijkt dat als Venus bij benedenconjunctie van
Oost naar West de zon voorbij loopt, zij dit ook doet ten
opzichte van een ster; daar tevens de declinatie verandert
ontstaat de lus. De plaatsen ter weerszijden der beneden-
conjunctie (14 Febr.) waar de verandering van rechte klim-
ming een andere richting neemt, heeten de ,,s t a t i o n a i r e
punten.quot; Deze werden blijkbaar in 1902 bereikt op 23
Januari en 6 Maart. Leest men dus in een almanak dat
op een bepaalden datum Venus stationair is, dan is daar-
mede stilzwijgend bedoeld: ,,ten opzichte van de sterren,quot;
niet „ten opzichte van de zon.quot; Willen wij uit Fig. 25 af-
leiden hoe wij de beweging van Venus aanschouwen ten
opzichte van de opkomende zon, dan moeten wij in de sterre-
kaart eerst de plaatsen der zon aanteekenen. Wij hebben
dit gedaan voor de data 14 Febr. (benedenconjunctie),
6 Maart (Venus stationair) en 20 Maart (Venus in groot-
ste helderheid). Zoo ontstaat in de kaart de schijnbare
baan der zon. Gemakshalve zullen wij nu onderstellen
dat deze op de drie data in hetzelfde punt van den horizon
opkomt, en dezen laatsten aangeven door gebruik te maken
van het feit dat hij met den aequator een hoek maakt van

De voerstraal Zon-planeet draait steeds in denzelfden zin, de voerstraal
Aarde-planeet niet.

38°. (90° — (p). Fig. 26 geeft dan ten slotte ongeveer aan
hoe het schouwspel zich aan den morgenhemel voordoet
telkens als de zon opkomt; de richtingen zijn dezelfde als in
Fig. ■ 25 maar alle verschoven naar één enkele zonneplaats,
terwijl de horizon als horizontale lijn is aangegeven. Wij zien
uit deze laatste figuur, dat Venus, toen zij 20 Maart hare
grootste helderheid had, zich in de schemering op geringe
hoogte (ongeveer 15°) boven den horizon vertoonde, dat de
omstandigheden voor de waarneming dus niet gunstig waren;
dit werd er, naarmate de grootste Westelijke elongatie
naderde niet beter op; deze werd bereikt op 25 April, toen de
zon reeds een Noorderdeclinatie van 13° bereikt had, terwijl
de declinatie van Venus 5° Zuid was. Venus kwam toen op te
3 30 in den morgen, de zon te 4 50 en wie, zonder
voorafgaande bestudeering der omstandigheden gewacht
zou hebben op het bereiken der grootste Westelijke elongatie,
teneinde Venus tegen een zoo donker mogelijken achtergrond
te bewonderen, zou bedrogen zijn uitgekomen.

Het behoeft geen nader betoog, dat in bovenconjunctie
de schijf eener binnenplaneet zoo klein mogelijk, in beneden-
conjunctie daarentegen zoo groot mogelijk wordt gezien;
de afstand tot de Aarde is in het laatste geval vele malen
I -f- 0.7

vindt men terug in die der uiterste schijnbare middellijnen;
ze zijn voor Venus 11quot; en 67quot;, voor Mercurius 5quot; en 13quot;.

Bovendien zien wij de planeet in bovenconjunctie als
een geheel verlichte, in benedenconjunctie als een niet ver-
lichte, in de tusschengelegen plaatsen als een gedeeltelijk
verlichte, in de plaatsen van grootste elongatie als een half
verlichte schijf. Zij vertoont, evenals de maan „schijnge-
staltenquot; (fasen). Zie Fig. 27. Van de fase en van den
afstand tot de Aarde hangt de helderheid af, waarmede de
planeet zich aan ons vertoont, de z. g.,,schijnbare helderheid.quot;
Kleiner worden van den afstand doet de schijnbare helder-
heid snel toenemen, maar tegelijkertijd werkt het kleiner
worden der fase ongunstig en het is niet gemakkelijk zonder

eenigszins uitvoerige berekeningen aan te geven, in welk
punt harer baan wij de planeet zoo helder mogelijk zullen
zien. Voor Venus is de schijnbare helderheid het grootst
als de fase ongeveer 0.3 is; de middellijn der schijf is dan
ongeveer 40quot;. Dit tijdstip valt dus voor de avondster later,
voor de morgenster vroeger dan dat van grootste elongatie.
De onderstaande tabel moge dit nog verduidelijken; zij

geeft tevens in de laatste kolom het aantal dagen (T) dat ver-
loopt tusschen het bereiken der plaatsen van grootste helder-
heid. Deze kolom leert nog eens, dat wie den loop van Yenus
aan den hemel wil bestudeeren, de gelegenheid inoet aan-
grijpen zoodra deze zich voordoet; verzuimt hij de enkele
gunstige maanden, dan is hij verplicht meer dan een jaar
te wachten vóórdat het schoone schouwspel zich wederom
komt afspelen.

Wij zullen onderstellen dat in Fig. 28 de binnenste cirkel
de Aardbaan, de buitenste de baan van de buitenplaneet Mars
voorstelt, en wij zullen, evenals wij dit zooeven deden,
den loop van de planeet bestudeeren aanvangende met de
positie Mj^; zij staat daar in ,,c o n j u n c t i equot; met de zon;
een nadere omschrijving daarvan is niet noodig, want in
geen enkel ander punt harer baan staat zij, zooals een binnen-
planeet, ten tweede male in dezelfde richting als de zon.
De hoek ZAj^ M de ,,e 1 o n g a t i e,quot; heeft geen bovenste grens,
voor Mg is ze 90°, voor Mg zelfs 180° geworden; de planeet
staat daar in tegengestelde richting als de zon, zij staat
in „oppositie.quot; Een buitenplaneet blijft dus niet in
de schemering vertoeven, maar gaat vanuit M^ gestadig
aan den nacht tegemoet, daarbij tevens de Aarde naderende.
In oppositie staat zij te middernacht in het Zuiden, (immers
de zon staat dan in het Noorden) en op den kleinsten afstand,
men ziet haar niet den geheelen afgelegden weg aan de
sfeer weder terugkeeren, zij nadert de zon niet beurtelings

van het Oosten en van het Westen komende, maar altijd
komt zij in het Oosten uit de ochtendschemering te voor-
schijn en wordt in het Westen in de avondschemering onzicht-
baar. In tegenstelling met de beweging eener binnen-
planeet, waarbij het bereiken der bijzondere plaatsen en het
verschijnen en verdwijnen in de schemering in hoofdzaak
aan den loop der planeet te wijten is, is dit nu in hoofdzaak

het gevolg van den loop der Aarde. Deze bevindt zich in Aj
niet alleen niet in rust, maar zij doorloopt haar baan nu
in korter tijd dan de planeet, haalt deze in en plaatst zich
Op een gegeven oogenblik tusschen haar en de zon. Als

Venus in benedenconjunctie komt is dit in hoofdzaak een
handeling van Venus zelf, als Mars in oppositie komt is dit
in hoofdzaak een handeling van de Aarde. Dit is des te
meer het geval, naarmate de afstand der planeet grooter en
hare schijnbare beweging dus kleiner is. Neptunus bijv. vol-
brengt haar omloop in 164 jaar; zij verplaatst zich dus
schijnbaar zeer langzaam tusschen de sterren, bevindt
zich reeds sedert 12 jaar in het sterrenbeeld de Tweelingen,
komt dus in de morgen- en avondschemering niet door hare
eigen beweging, maar door het in het Eerste hoofdstuk
besproken verschuiven der sterrenbeelden, d. w. z. door de
beweging der Aarde. Hetzelfde geldt, hoewel reeds in mindere
mate, voor Uranus en voor alle buitenplaneten, voor Mars
natuurlijk het minst.

De gunstige omstandigheden voor de bestudeering eener
buitenplaneet zijn eveneens geheel verschillend van die
welke wij voor een binnenplaneet leerden kennen. De fasen
spelen hier, ofschoon zij in geringe mate bij Mars en Jupiter
waarneembaar zijn, een veel minder belangrijke rol, daar
nu kleinste afstand en vol verlichte schijf voor hetzelfde
tijdstip gelden, n.1. dat van oppositie. De tijd die tus-
schen twee opposities (in het algemeen tusschen twee
overeenkomstige posities t. o. v. de Aarde) verloopt, heet
ook nu weer de synodische omloopstijd der planeet;
in aansluiting aan het bovenstaande zal het duidelijk zijn,
dat hoe grooter de gemiddelde afstand eener planeet
is, hoe meer haar synodische omloopstijd tot het bedrag
van één jaar nadert. Terwijl hij voor Mars nog 780 dagen
bedraagt, is hij voor Jupiter reeds niet meer dan 399, voor
Saturnus nog slechts 378 dagen. Het is uitsluitend de
planeet Mars welke wij snel de verschillende sterrenbeelden
zien doorloopen.

Zooals reeds gezegd, bestaat de normale toestand hierih
dat een buitenplaneet zich met de sterren losmaakt uit de

ochtendschemering, maar niet zoo snel als deze, want zij-
behoudt hare Oostwaartsche beweging tusschen de sterren.
In deze normale omstandigheden zegt men dat ds planeet
rechtloopend is. Volgens een uurwerk dat naar de
sterren geregeld is, komt zij eiken dag later, volgens een
dat naar de zon geregeld is komt zij eiken dag vroeger
in den meridiaan dan den vorigen dag. In de buurt
der oppositie echter is de schijnbare beweging een tijdlang
naar het Westen gericht; de planeet is dan terugloopend.
Verbindt men daar de plaatsen die de beide hemellichten
gelijktijdig innemen, dan blijkt dadelijk dat de overeen-
komstige „schijnbarequot; plaatsen een nummerverwisseling
hebben ondergaan. De planeet is dus aan de sfeer voor
korten tijd op hare schreden teruggekeerd, maar heeft
spoedig haar Oostwaartsche, rechtloopende beweging hervat.
Daar ook de baanvlakken der buitenplaneten niet met het
vlak der ecliptica samenvallen, vertoonen hun schijnbare
banen, evenals die der binnenplaneten bochten en lussen,
die vooral voor Mars dikwijls een vrij ingewikkeld verloop
hebben, (zie Fig. 29)

Een enkel woord ten slotte over de samenstanden, de
conjuncties van planeten ondeiling, daar deze verschijningen
nooit nalaten de aandacht te trekken. Daar de hellingen
der baanvlakken zeer. gering zijn, doorloopen de planeten
aan den hemel ongeveer de ecliptica, zij vertoonen zich
uitsluitend in den gordel van den Dierenriem. Op gezette
tijden staan zij dus ook schijnbaar in eikaars onmiddellijke
nabijheid en daar de planeten, die voor \'t bloote oog zichtbaar
zijn, minstens de helderheid hebben van een ster der eerste
grootte, is het a. h. w. ,,gekoppeld zijnquot; van twee zulke
hemellichten een uiterst fraai verschijnsel, dat zich sedert
de vroegste tijden in groote belangstelling heeft mogen ver-
heugen. Zoo zullen in het jaar 1913 de planeten Venus
en Saturnus op 21 Juli, Mars en Saturnus op 24 Augustus
in conjunctie zijn; de afstand is echter in beide gevallen
vrij groot, meer dan 1°. Hij kan echter ook 0° bedragen:
zoo zag men in Australië den Februari 1892 de planeten

Venus en Jupiter precies op dezelfde plek aan den hemel.
Zij schitterden tezamen als één vurige bol en gedurende
drie kwartier kon men zelfs met behulp van een zeer goeden
tooneelkijker niet bemerken dat zij twee hemellichten
waren.

|ET is van algemeene bekendheid dat de om-
wentelingstijd der aarde om hare as het
fundament is waarop onze tijd-, en de
omloopstijden van maan en aarde de funda-
menten zijn waarop onze kalenderregeling
rust. Zij moeten daarop echter kunstmatig rusten, ten
einde niet met de maatschappelijke orde, ten behoeve
waarvan zij in eersten aanleg noodig zijn, in botsing
te komen. Het begrip tijd houdt in zich het begrip regelmaat
en nu is de aswenteling der aarde wel volkomen regelmatig,
maar wij zoeken tevergeefs naar een weerspiegeling daar-
van aan den hemel. Wij vinden daar alleen als een ruwe
weerspiegeling van onze aswenteling de schijnbare dagelijksche
beweging van de zon. Deze beweging is echter niet regelmatig,
d.w.z. wanneer men met een regelmatig loopend uurwerk
nagaat wanneer de zon in den meridiaan staat, dan liggen
de afgelezen tijdstippen ongelijke bedragen uiteen. Dit
vindt zijn oorzaak zoowel in de omstandigheid dat de loopbaan
der aarde geen cirkel is en hare snelheid daardoor nieteenparig,
als in het feit, dat de zon zich niet bevindt in het vlak dat
loodrecht staat op de wentelingsas der aarde (het aequator-
vlak). Het eerste behoeft aan de hand van bldz. 84 nauwelijks
nadere toelichting: als de snelheid der aarde in haar baan
veranderlijk is, heeft ook de dagelijksche Oostelijke ver-
plaatsing van de zon aan den hemel telkens een ander bedrag,

waardoor de regelmaat in de meridiaansdoorgangen verloren
gaat. Het tweede heeft echter een nadere verklaring noodig.
De regelmatige aswenteling der aarde i) is de eenige be-
weging waaraan men voor een tijdindeeling een onmiddellijk
hoüvast heeft, ja, wanneer de hemelaequator zichtbaar
ware als een in uren en minuten verdeelde strook, waarlangs
zich het uiteinde bewoog van een door het middelpunt
der aarde gaanden en in den aequator gelegen wijzer, dan zou
niemand op aarde een uurwark meer noodig hebben. De
ideaal moeder-klok kon ze alle vervangen. Maar noch haar
wijzerband noch haar wijzer zijn zichtbaar en het eenige
zichtbare dat men bezit, n.1. de zon, die als zij altijd in den

aequator stond een zeer
bruikbare wijzerpunt zijn
zou, staat telkens op an-
dere afstanden daarvan
en wordt hierdoor voor
het beoogde doel on-
bruikbaar. Regelmatige
draaiing der aarde be-
teekent immers dat als
op drie even ver uiteen
liggende tijdstippen drie
harer meridianen (Fig.
30) hetzelfde vaste punt
passeeren, de afstanden
1-2 en 2-3,4-5 en 5-6enz.
gelijk zijn, de afstanden
4-7 en 7-8 echter onge-
lijk. De beweging der zon, die de ecliptica doorloopt, kan dus
geen aanleiding geven\' tot een regelmatige tijdindeeling.
Daarvoor komt, behalve een ster, alleen in aanmerking een
hemellicht dat met eenparige snelheid den aequator doorloopt;
daar een dergelijk hemellicht niet aanwezig is, zoo heeft men
zich moeten behelpen met een denkbeeldig hemellicht en

i) de omwentelingsduur moet tot op o.oi sec. dezelfde zijn als in den tijd
Van Ptolemaeus.

alle uurwerken hiernaar moeten regelen. Voor onze tijdsaan-
wijzingen geldt dus nog wel de hemelaequator als wijzer-
strook, doch de wijzer is fictief, een denkbeeldigfe (z. g.
„m i d d e 1 b a r equot;) zon die met eenparige snelheid schijnbaar
den aequator doorloopt. De tijd die verloopt tusschen twee
opvolgende meridiaansdoorgangen van deze middelbare zon
heet een middelbare zonnedag. Men verdeelt hem
in 24 uren middelbaren tijd (M.T.), den dag aanvangende op
den middag, dus bij de bovenculminatie der middelbare zon,
en telt de uren van 0 tot 24 door. De z. g. „burgerlijke tijdquot;
is eveneens middelbare tijd, met dien verstande, dat de dag
aanvangt te middernacht, bij de voorafgaande onderculminatie
der middelbare zon en men de uren tweemaal van o tot 12
telt. 1)

Zooals reeds gezegd, verschilt deze regelmatige tijds-
indeeling telkens met andere bedragen van die welke de
beweging der ware zon, de ware tijd (W.T.) geeft. De bedragen
zijn klein, kleiner dan 17 minuten en ontstaan zooals wij
zagen uit de samenwerking van twee invloeden:

1°. het verschil, ontstaan door de ellipticiteit van de aard-
baan. Dit bedraagt hoogstens 8 minuten. De zon staat
ongeveer op i Januari het dichtst bij de aarde, loopt daar
dus met grootere snelheid, wordt dus door het wentelende
meridiaanvlak later ingehaald dan de middelbare zon d. w. z.
de ware zonnedag is op i Januari langer, op i Juli daarentegen
korter dan de middelbare zonnedag.

2° het verschil ontstaan doordat de zon niet den aequator
doorloopt. Hierdoor ligt bijv. het midden A van y Q (zie
Fig. 31) niet in denzelfden uurcirkel als het midden A\' van
q; wanneer dus a. h. w. in V\' de ware zon en de middelbare
zon gelijktijdig vertrokken met dezelfde eenparige snelheid,
dan zouden zij gelijktijdig aan het einde van een boog van
45° gekomen zijn, maar daar zou de ware zon eerder in den
meridiaan komen en wel een bedrag dat overeenkomt met

1) Zoo had de zonsverduistering van 17 April 1912 astronomisch ge-
sproken plaats op 16 en 17 April.

bg Al A. Na drie maanden echter komen zij gelijktijdig aan
het einde eener boog van 90° d. i. in q en Q, maar daar is
hun uurhoek dezelfde en zij zouden gelijktijdig den meridi-
aan passeeren.

Het totaalbedrag der sub 1° en 2° besproken invloeden
heet de t ij d V e r e f f e n i n g. Ze is het verschil tusschen

Middelbaren tijd en Waren tijd, en dus positief te rekenen
als de middelbare klok bij de ware vóór loopt en negatief
in het tegenovergestelde geval. Onderstaande tabel geeft
de gemiddelde waarde der tijdvereffening voor elke 10
dagen van een jaar, gemiddeld omdat ze niet voor eiken
zelfden datum van verschillende jaren hetzelfde bedrag
heeft.

natuurlijk altijd bemerkbaar voor
vergelijken met een gewonen zonne-
wijzer die uit den aard der zaak waren tijd geeft?-) Voor

Dit is een
gevolg van\'de
hierna te be-
spreken ka-
lenderrege-
ling, die een
vierjaarlijk-
sche periode
in de waar-
den op gelijke
data doet ont-
staan. De ge-
tallen in de
tabel zijn dan
ook verkre-
gen door het

De tijdvereffening is
wie zijn uurwerken kan

gemiddelde te
nemen over
8 opeenvol-
gende jaren,
terwijl in de
3lt;ie kolom de
fout is aan-
gegeven, die
men door het

gebruiken
van het in de
2de kolom
aangegeven
bedrag in
maximo ma-
ken kan.

wie op deze wijze het verschil tusschen M.T. en W.T. niet kan
nagaan, is de tijdvereffening alleen te bemerken wanneer zij,
in het begin van Januari en in het begin van October, snel
naar haar maximum bedrag toeloopt. Terwijl toch 27 Dec. ons
uurwerk nog nagenoeg met de zon gelijk loopt, gaat het begin
Januari snel vóór loopen, wijst 31 Januari in den namiddag
bijv. 5quot; 13™ aan, terwijl het volgens de zon pas 5quot; oquot; is;
daardoor wordt een schijnbaar lengen der dagen teweeg-
gebracht, dat, gevoegd bij het werkelijk langer worden, en
als contrast met de laatste Decemberdagen, een opvallenden
indruk maakt, die elk jaar opnieuw tot verrassingen aan-
leiding geeft. Natuurlijk werkt dit verschijnsel bij zonsopkomst
in tegengestelden zin, terwijl in het begin van October een
opvallend snel korten der dagen is op te merken.

Het regelen van onzen tijd naar de zon (zij het dan ook
een denkbeeldige) is, zooals wij reeds op bldz. 8 zagen,
oorzaak dat ons meridiaanvlak telkens na 24 uur wel door
de zon, maar niet door dezelfde ster gaat, omdat wij van de
eerste een beweging ten opzichte van de laatste waar-
nemen van ongeveer 1° per dag (360° in 365 dagen).
Fig. 32 moge dit thans nader toelichten\': de aarde moge
zich op zekeren dag op een bepaald oogenblik in
het punt Mj^ harer baan bevinden en het meridiaanvlak
eener waarnemingsplaats gaan door de zon (Z) en tevens
door een ster (S). Het meridiaanvlak heeft echter twee
bewegingen. Vooreerst draait het om PP\' als as, tengevolge
waarvan het zich steeds verder van S en Z verwijdert (de
positie PEP\' beteekent: ondergang van S en Z) en 2° be-
weegt het zich als deel van de aarde met deze in haar baan
in de richting M^Mg, waardoor M^Z een andere richting is
dan M^Z. De beide richtingen M^S en MgS loopen echter,
daar S zich bevindt op een afstand, dien wij practisch on-
eindig groot kunnen noemen, evenwijdig aan elkaar. Het
om PP\' wentelende meridiaanvlak bereikt dus in den

die middelbaren tijd geven door het mechanisch in rekening brengen der
tijdvereffening.

2den stand der aarde eerst (PCP\') de ster S en even later
(PDP\') pas de zon Z. De tijd verloopen tusschen twee culmi-
naties der zon is dus grooter dan die, verloopen tusschen
twee culminaties der ster. Ditzelfde geldt voor elk zichtbaar
of onzichtbaar punt aan de sfeer, mits het niet de projectie
zij van een hemellicht op „eindigenquot; afstand, dus ook voor het

onzichtbare Lentepunt y, snijpunt van aequator en ecliptica
en het is ten opzichte van dit punt dat men het begrip
s t e r r e t ij d (S.T.) heeft ingevoerd. Sterretijd is een tijd,
aangewezen door een uurwerk dat zóó geregeld is,
dat het oquot; o» o^ aanwijst telkens als het punt y in
den meridiaan staat. Hij is dus de uurhoek van Ari\'ès; is
het 3 u. M.T. dan is de middelbare zon —, is het 3 u. S.T. dan
is het punt y drie uur geleden den meridiaan gepasseerd.

De tijd verloopen tusschen twee opvolgende culminaties
van y heet een sterredag;de lengte daarvan is gemakkelijk
na te gaan. Uit Fig. 32 toch blijkt dat als de aarde een halven
omloop heeft volbracht, S en Z diametraal tegenover elkaar
staan, het meridiaanvlak dus een halven dag door moet
wentelen om van S in Z te komen. Een half zonnejaar telt
dus I dag S.T. meer dan M.T., een vol jaar dus i dag S.T. meer
dan M.T. of 365^ dagen M.T. = 366I dagen S.T.

Een willekeurig interval M.T. wordt door vermenigvuldiging
met 1.00274 tot hetzelfde interval S.T. herleid. \'

Fig. 32 leert ons nog iets; wanneer in den stand M^ der
aarde de ster volgens ons horloge vroeger door den meridiaan
is gegaan dan in den stand Mj, dan is ze ook vroeger opge-
komen; is de afstand Mj^ Mg een volle dag, dan is ze 3™ 56 «
(ruwweg 4quot;quot;) vroeger opgekomen.

Alle sterren komen dus eiken dag 4 min.
vroeger in den meridiaan dan den vorigen
dag; alle niet-circumpolaire sterren komen
tevens eiken dag 4 min. vroeger op en gaan
4 min. vroeger onder dan den vorigen dag.
Dit lijkt een klein bedrag, maar het hoopt zich met den tijd
op; een ster die op i April \'s avonds 8 u. opkomt, is i Mei
op hetzelfde uur reeds 2 uur op en aan de kim staan dan
weder geheel andere sterren. Zoo verschuift gestadig het
hemelgewelf, omdat onze, door de zon veroorzaakte nachten,
zich telkens richten naar andere punten van de sfeer, en de
snelheid waarmede dit geschiedt, blijft vooral na tijden van
langdurige bewolking altijd opvallen.

Evenals die van den M.T. heeft ook de wijzer van den
S.T. een regelmatige beweging, i) zoodat men een uurwerk
ook naar sterretijd kan regelen; elke sterrenwacht bezit

1) De verschuiving van Y tengevolge der praecessiebeweging, geschiedt
voldoende regelmatig om de opvolgende sterredagen tot op o.ooi sec. aan
elkander gelijk te maken.

minstens één goed uurwerk dat dezen tijd aanwijst en
waarvan de correctie periodiek (bijv. om de 7 a lo dagen)
door waarnemingen aan den hemel bepaald wordt. De for-
mule van bldz. 24 is ons een aanwijzing hoe deze waar-
nemingen moeten worden ingericht. Wij kunnen daarin nu
de benaming „uurhoek quot;Yquot;\' vervangen door S.T. en onze waar-
nemingen verrichten in den meridiaan-, de uurhoek van het
hemellicht is dan nul en de formule neemt den eenvoudigen
vorm aan

S.T. = rechte klimming van het hemellicht,
waaruit wij dadelijk zien kunnen welke onze waarneming
zijn zal. In een in den meridiaan opgestelden kijker consta-
teert men bij welke aanwijzing van de pendule die sterretijd
aanwijst, een ster den meridiaan passeert en aangezien op
dat oogenblik de sterretijd uit de bekende rechte klimming der
ster volgt, zoo is het verschil van deze en de aanwijzing
der pendule de gezochte correctie. Fig. 33 vertoont een hier
beschreven waarneming aan den meridiaankijker der
Utrechtsche sterrenwacht. (Zie ook bldz. 122). In de practijk
neemt men op deze wijze den doorgang van een aantal sterren
waar bij verschillende standen van het instrument, om de
fouten in zijn opstelling zoo onschadelijk mogelijk te maken.

Zoo verkrijgt men aan een sterrenwacht dus in eersten
aanleg de correctie van de S.T.-pendule, en daarna
uit vergelijking der beide pendules (S.T. en M.T.) den
juisten middelbaren tijd op elk gewild oogenblik, en deze
wordt telegrafisch over het geheele land verspreid. Hij
ondergaat daarbij nog eene herleiding tot den door de Re-
geering ingevoerden „officieelenquot; tijd, waardoor verkregen
wordt dat niet alle plaatsen den tijd naar hun eigen, maar
naar éénzelfden meridiaan rekenen. Deze is voor Nederland
de meridiaan van Amsterdam. Vele andere landen hebben
een verdeeling van het aardoppervlak in bepaalde lengte-
zones aanvaard, waarvan elk voor zich éénzelfden meridiaan
heeft aangenomen, die met dien van de naastliggende zone
een vol uur of een vol half uur verschilt. Als nul-meridiaan
wordt daarbij die van Greenwich gebruikt. De tijd naar dezen

meridiaan gerekend heet de West-Europeesche tijd (W. E. T.);
hij is in gebruik in Engeland, België, Frankrijk en Spanje.
IJsland rekent zijn tijd naar den meridiaan van i W. van
Greenwich, ofschoon zijn hoofdplaats op i 30 ligt, en
Denemarken naar dien van i O. van Greenwich, ofschoon
deze geheel buiten het land valt. De tijd gerekend naar dezen
laatsten meridiaan heet de Middel-Europeesche tijd (M.E.T.)
en is O. a. in gebruik in Duitschland, Oostenrijk, Hongarije,
Italië, Zwitserland, Zweden en Noorwegen. Roemenië,
Bulgarije, Egypte en Zuid-Afrika hebben den Oost-Euro-
peeschen tijd ingevoerd, (naar den meridiaan van 30° O.L.
van Grw.), terwijl Noord-Amerika 5 standaardtijden kent
en Australië 3.

Wanneer het te Amsterdam 12 0 0 is, is het
II 40 27 s.7. W. E. T. en 12 40 27 ® 7. M. E. T.

In Nederland geschiedt het overbrengen van den juisten
tijd als volgt: In het gebouw der Verificatie van \'s Rijks
Zeeinstrumenten te Leiden bevindt zich een uitmuntend,
naar middelbaren tijd geregeld sterrenkundig uurwerk,
dat tweemaal per week vergeleken wordt met de normaal-
pendule der Leidsche Sterrenwacht, een naar sterretijd
geregeld uurwerk, waarvan de correctie door meridiaan-
passages van sterren op de bovenbeschreven wijze telkens
bepaald wordt. Op de avonden der dagen waarop de verge-
lijking dezer uurwerken plaats heeft gehad, wordt door de
Verificatie langs telegrafischen weg een tijdsein gezonden
naar de maritieme tijdinrichtingen te Willemsoord en Helle-
voetsluis, de filialen van het Kon. Nederl. Meteor. Instituut
te Amsterdam en Rotterdam, de onder dit Instituut ressor-
teerende tijdinrichting te Vlissingen en de hoofdtelegraaf-
kantoren te Amsterdam, den Haag en Rotterdam. Dit
tijdsein bestaat hierin, dat aan de Verificatie te ioquot;o™o.®oo
M. T. Amsterdam de sleutel van een Morse-toestel wordt
neergedrukt, waarop aan de ontvangstations een hamertje
met een scherpen tik op een klokje slaat. Door dit op van
te voren afgesproken tijdstippen te herhalen, worden ver-
gissingen in het opteekenen voorkomen.

De genoemde ontvangstations bezitten dus tweemaal
per week den juisten tijd en wel met geen grootere onnauw-
keurigheid dan 0.® 2. De maritieme tijdinrichting te Willems-
oord en de inrichtingen te Vlissingen, Rotterdam en Amster-
dam zijn van uitstekende slingeruurwerken voorzien, waar-
over twee tijdseinen per week voldoende controle houden;
zij gebruiken de hierdoor gecorrigeerde aanwijzing dezer
uurwerken om eiken middag te 12quot; o™ o® een op verren
afstand zichtbaar tijdsein met z.g. ,,tijdkleppenquot; te geven,
voornamelijk ten behoeve van de scheepvaart. Deze ,,kleppenquot;
bestaan uit vier ronde, aan de uiteinden van twee loodrecht
op elkaar staande stangen verbonden borden, die in gewone
omstandigheden horizontaal liggen, doch 5 min. vóór twaal-
ven als waarschuwingssein verticaal gesteld worden. Met
behulp van een lange stang kan de bij het uurwerk geplaatste
seingever op de juiste seconde de borden weder horizontaal
doen vallen.

De hoofdtelegraafkantoren te Amsterdam, den Haag
en Rotterdam bezitten 2^® rangs uurwerken, z. g. ,,tijdbe-
waarders;quot; ook over deze houden de tijdseinen der Verificatie
voldoende controle. Naar de aanwijzing van den tijdbe-
waarder te Amsterdam worden eiken ochtend twee tijdseinen
telegrafisch afgezonden; het i®\'® is bestemd voor 21 over het
geheele land verspreide z. g. ,,toezichtkantoren,quot; en deze
verspreiden het weer naar de andere binnen hun rayon
gelegen telegraafkantoren. De nauwkeurigheid waarmede
de tijd daar bekend is, is op ongeveer i minuut te begrooten.

Het 2lt;1® tijdsein uit Amsterdam, een uur na het eerste
afgezonden, is bestemd voor de Centraal-Stations der S.S.
(Utrecht) en der H. S. M. (Amsterdam).

behoeve eener practische tijd-
rekenkunde (chronologie) te groepeeren tot eenheden van
längeren duur. Dit is intusschen alleen noodig voor de practijk
van het maatschappelijk leven; nagenoeg in alle sterren-
kundige berekeningen en in alle gevallen waarin men tijds-
verschillen wil afleiden van oogenblikken die ver uiteen liggen,

is men gewoon de dagen eenvoudig door te tellen. Het is
daarbij onverschillig welk nulpunt van telling men aanneemt,
mits het hetzelfde is vooralle berekenaars; toen bij de regeling
van den nieuwen kalender in 1582 door Scaliger betoogd werd
dat, rekenende met een periode van 7980 jaren van 3651 dag,
verwarring door foutieve tijdrekenmethoden ontgaan kon
worden, heeft men deze periode, die hij (naar den voornaam
van zijn vader) de ,,Juliaansche periodequot; noemde en
die op I Januari van het jaar 4713 v. Chr. moest aanvangen,
algemeen aanvaard, en tegenwoordig rekent men zelfs uit-
sluitend met de dagen dezer periode, die men in de sterren-
kundige almanakken vindt opgegeven. Het gemak van een
dergelijke methode van werken blijkt reeds uit het eenvoudige
voorbeeld van bldz. 85, waar onder het hoofd J.D. het nummer
van den Juliaanschen dag is opgegeven.

In het maatschappelijk leven heeft men echter behoefte
aan tijdgroepeeringen, evenals dag en nacht te ontkenen
aan hemelverschijnselen. Het ligt voor de hand voor deze
verschijnselen te kiezen 1°. de wisseling der maanfasen
waarin een periode van ongeveer 30 dagen en 2°. de wisseling
der seizoenen, waarin een periode van ongeveer 365 dagen
wordt opgemerkt. Maar daarmede is geen kalenderregeling
op zuiveren grondslag te ontwerpen; het is n.1. onmogelijk
deze perioden aan te passen aan den dag, daar noch de
eene noch de andere een geheel aantal middelbare zonne-
dagen bevat en het is eveneens onmogelijk de perioden aan
elkaar aan te passen, daar zij in een onmeetbare verhouding
tot elkaar staan. Er blijft derhalve niets anders over dan
slechts één der perioden te aanvaarden, deze zoo goed mogelijk
aan te passen aan den dag en de tweede periode met loslating
van het astronomisch verschijnsel dat er aan ten grondslag
ligt, zoo practisch mogelijk in te deelen. Daar de kalender-
regeling haar ontstaan dankt aan de behoeften van den
van de seizoenen afhankelijken landbouw, is het duidelijk
dat men de periode, het /aar, tot grondslag moet nemen,
en de i®\'® de maand, moet loslaten; voor de Mahome-
daansche volken, die het nog steeds anders doen en de

iste periode, den tijd verloopen tusschen twee opvolgende
nieuwe manen (den synodischen omloopstijd der maan) tot
grondslag der kalenderregeling hebben gekozen, vallen de
seizoenen telkens in andere maanden van het jaar (d.w.z.
hun jaar = 12 rriaanden = 354 of 355 dagen).

Alle andere volken hebben hun kalender gegrondvest
op den omloopstijd der aarde om de zon. Hierbij doet
zich reeds dadelijk eene eigenaardige moeilijkheid voor:
de werkelijke omloopstijd der aarde (het z.g. ,,siderische
jaarquot;) is voor een kalenderregeling onbruikbaar. Het op
bldz. 22 genoemde verschijnsel der praecessie n.1. ver-
schuift het punt Ariës langs de ecliptica; bevindt de
aarde zich dus op een gegeven oogenblik in V» dan is zij
na een vollen siderischen omloop volbracht te hebben,
wel weer in hetzelfde punt der ecliptica teruggekeerd, maar
dit punt heet nu geen quot;yquot; ^^^eer. Het punt V\'is de aarde tege-
moet gegaan; deze is, even vóór het volbrengen van haren
omloop, V gepasseerd. Een kalenderregeling vereischt
echter, wil zij op het wisselen der seizoenen berusten, als
grondslag een omloop van de Aarde van V tot V; zij moet
dus gebaseerd zijn op een jaar dat iets korter is dan het
siderische jaar. Het is gemakkelijk om ruwweg na te gaan
hoeveel korter. De praecessie bedraagt 50quot; per jaar; daar de
aarde 360° d. i. 360 X 60 X 60quot; aflegt in 365 dagen, legt zij
50quot; af in 0.014 dag d.i. 0.336 uur = 20™ o® Berekent men
dit nauwkeuriger, dan vindt men 20quot;quot; 23®

Het hierdoor bepaalde „seizoenen]aarquot; heet een tro-
pisch^) zonnejaar; het bevat 365.24222... dagen.
Hier ontmoeten wij de tweede moeilijkheid: wij wenschen
een groepeering van een geheel aantal dagen en het
hemelverschijnsel levert ons een onmeetbaar getal! Julius
Caesar meende (45 v. Chr.) deze moeilijkheid te kunnen
overwinnen door het jaar te beschouwen als bevattende
365.25 dagen; een 4-jarige periode zou dan althans een
geheel aantal dagen vertegenwoordigen. De door hem

ingevoerde (en nog bij de Grieksch-katholieke volken in
gebruik zijnde) Juliaansche kalender is daardoor
gegr/jndvest op een groep van 4 jaren, waarvan de 3 eerste
365 dagen bevatten, de laatste 366 dagen.

Het verschil, 0.00778 dag, tusschen het Juliaansche jaar
en het tropische jaar is gering, maar het hoopt zich met den
tijd op; na 1000 jaar is het 7.78, na 2000 jaar ruim 15 dagen!
In het jaar 1582 maakte de sterrenkundige Clavius paus
Gregorius XIII opmerkzaam op het feit, dat de zon reeds
II Maart in kwam, d.i. 10 dagen vóór het officieele
begin der lente, waarop deze een decreet uitvaardigde
volgens hetwelk de dag, volgende op 4 October, heeten moest
15 October en niet meer het laatste jaar van elke 4 jaar-
lijksche periode een dag meer zou tellen dan de andere
drie. „Schrikkeljarenquot; zouden voortaan n.1. zijn alle ge-
wone jaren, waarvan het jaartal door 4 en alle eeuwjaren
waarvan het jaartal door 400 deelbaar is.

Deze „Gregoriaanschequot; kalender (de z.g.,,Nieuwe
stijlquot;; de Juliaansche kalender is dan de ,,Oude stijlquot;) heeft
ongelukkigerwijze de indeeling van het jaar in maanden
klakkeloos van de Juliaansche overgenomen; deze indeeling
is een verwaterd overblijfsel van den ouden maankalender
en kan, zooals reeds gezegd, met den omloopstijd der maan
niets te maken hebben. Nu zij dit tóch niet kan zou het van
groot voordeel zijn de kalenderregeling opnieuw te wijzigen
en wel naar een in het jaar 1900 door L. A. Grosclaude te
Genève gedaan voorstel. Dit luidt als volgt: Voer een jaar
in, bevattende vier trimesters van 30 30 31 dagen;
Vang deze nieuwe regeling aan wanneer de Nieuwjaarsdag
een Zondag is, dan valt de 31®\'® eener maand altijd op
Zondag, zoodat alle maanden evenveel weekdagen hebben.
Voer verder in twee ,,datum- en naamloozequot; dagen, den
Nieuwjaarsdag en den Schrikkeldag (eens in 4 jaar volgende op
Zondag 31 Juni). Ook het Paaschfeest zou naar dit voorstel
op een vasten datum kunnen vallen, en niet zooals thans
Op eiken Zondag tusschen 22 Maart en 25 April (zie Tabel II
aan het einde van dit werk).

ERWIJL de vorige hoofdstukken zich uit-
sluitend bepaalden tot het terrein der bloote-
oog waarnemingen, zullen wij thans ons arbeids-
veld vergrooten door het gebruiken van
astronomische kijkers, allereerst van zulke,
waarin door een lens of lenzenstelsel de daarop vallende
lichtbundel verzameld wordt om van de lichtbron een zeer
klein omgekeerd beeld van groote lichtsterkte te maken,
welk beeld ondereen eenigszins samengesteld vergrootglas kan
worden bekeken. Zulk een instrument heet een refractor;
het lenzenstelsel heet het objectief, de verzamelplaats het
brandvlak (bij sterren het brand punt), de afstand
daarvan tot het middelpunt van het lenzenstelsel de brand-
puntsafstand, {/) en het samengestelde vergrootglas het
oculair van den kijker.

Theoretisch is door een dergelijke inrichting de hoeveel-
heid licht van een bundel die de middellijn d heeft van
het objectief, verzameld in een veel smalleren bundel, die
uit het oculair treedt; de verhouding van d tot de middellijn
van dezen ,,uittredenden bundelquot; is de ,,ve r g r o o ti ng
van den kijker.quot; Daar de oogpupil van den waarnemer
den geheelen uittredenden bundel moet opvangen, mag deze
geen grootere middellijn hebben dan die van de gemiddelde
oogpupil, d. i. 5 mm, en daarmede is aan de vergrooting van
eiken kijker voor de practijk een onderste grens gegeven,

n. I. 1/5 van de middellijn van het objectief in mm = 2
maal die middellijn in cm = 2 d. Een bovenste grens
voor de vergrooting wordt gegeven door de omstandigheid
dat er, wanneer de uittredende bundel zeer smal wordt, z. g.
,,buigingsverschijnselen van het lichtquot; (zie ook bldz. 178)
optreden die de beeldvorming in het oog bederven. Men
neemt aan dat de uittredende bundel geen kleinere middellijn
niag hebben dan 0.6 mm, de vergrooting derhalve niet
grooter dan = 1.7 maal het obj. in mm = 17 d. Bij
een kijker waarvoor d = 10 cm is, heeft het dus geen prac-
tisch nut vergrootingen te gebruiken, zwakker dan 20 en
sterker dan 170 en men zal goed doen vrij ver binnen deze
grenzen te blijven; sterke vergrootingen zijn alleen bij een
zeer rüstigen toestand van den dampkring met vrucht te
gebruiken, daar de onregelmatigheden daaiin mede vergroot
worden en de beelden bederven. De theoretische grenzen
voor de vergrootingen van den grooten kijker der Utrechtsche
sterrenwacht {d = 26 cm) zijn 52 en 442, terwijl in werke-
lijkheid als uitersten gebruikt worden 94 en 294; in een zeer
bijzonder geval, als de lucht uitermate rustig is en het er
bijv. om te doen is de componenten van een dubbel-
ster gescheiden te zien, teneinde hun afstand te kunnen
uitmeten, kan men de theoretische grens zeer dicht naderen
en zelfs overschrijden. Zoo heeft men aan den grooten kijker
der Leidsche sterrenwacht, waarvoor d eveneens 26 cm
is, voor dergelijke metingen een vergrooting van 600 kunnen
gebruiken en aan den Lick-kijker (d = 91 cm) eene van
2600 = 29 d, maar dit blijven hooge uitzonderingen.

Men kan de vergrooting van een kijker ook definieeren
äls het getal, dat aangeeft hoeveel malen de brandpunts-
afstand van het objectief grooter is dan die van het oculair;
sterke vergrootingen verkrijgt men dus met oculairen van
korten brandpuntsafstand. Wie een astronomischen kijker
koopt met verschillende oculairen heeft dus in het langste
daarvan tevens de zwakste vergrooting en daarmede ook
het grootste ,,veld,quot; d. w. z. men kan er een grooter deel van
den hemel tegelijk mede zien.

Terwijl dus de vergrooting van een kijker afhangt van
objectief en oculair beide, hangt de grootte van het
beeld, dat met het oculair bekeken wordt, alleen af van
het objectief en wel uitsluitend van zijn brandpuntsafstand /,
niet van zijn middellijn d. Vervangt men dus het oculair
door een fotografische plaat, dan verkrijgt men daarop een
beeld van bepaalde grootte dat als regel uiterst klein is. Een
dergelijk ,,brandpuntsbeeldquot; van de zon bijv. heeft een middel-
lijn die iets kleiner is dan ^/^gg van /, en dus voor den Utrecht-
schen kijker (f = 320 cm) ongeveer 3, voor den grootsten
refractor die bestaat (Yerkes Obs. / = 1900 cm) 17 cm
bedraagt. Men kan echter met behulp van een in den kijker
geplaatst bijzonder stelsel van lenzen het effect bereiken alsof
de brandpuntsafstand vergroot was; de beeldgrootte wordt
dan dus kunstmatig grooter gemaakt, wat vooral bij het
fotografeeren van de zon, de maan en de planeten van zeer
groot belang is. Zoo heeft o. a. de Nederlandsche Eclipsexpe-
ditie naar Zuid-Limburg in April 1912 een fotografisch
beeld der gedeeltelijk verduisterde zon kunnen verkrijgen,
dat een middellijn had van 10 cm, terwijl de „werkelijkequot;
brandpuntsafstand van het objectief slechts 3 meter bedroeg;
deze werd echter door een dergelijk bijzonder lenzenstelsel
tot een „a equivalentenquot; brandpuntsafstand van 10 meter
vergroot. Wij zullen in het Elfde hoofdstuk zien op welke wijze
men er aan één der nieuwste Amerikaansche Observatoria
in geslaagd is groote beelden der zon te fotografeeren.

Van een ster is practisch het brandpuntsbeeld een punt,
en blijft dit bij elke vergrooting; alleen zijn lichtsterkte
is aanzienlijk toegenomen en wel theoretisch evenveel
malen als de oppervlakte van het objectief grooter is
dan die van de oogpupil. Een objectief van 10 cm. heeft
een middellijn die 20, en dus een oppervlakte die 400

als hun afstanden tot het midden van het objectief, dus M : m = A : f of —- =
M I

maal grooter is dan die van d.e oogpupil en in een zoo-
danigen kijker is de lichtsterkte der sterren dus theoretisch
400 maal, practisch echter 20% minder, dus 320 maal ver-
groot. Deze 20% zijn het onvermijdelijke lichtverlies in
den kijker door absorptie en terugkaatsing.

Bij sterren heeft men alleen met deze „totalequot; helder-
heid te maken, bij alle hemellichten die een oppervlakte
vertoonen ook met de helderheid per eenheid daarvan. Deze
wordt kleiner naarmate men sterkere vergrootingen ge-
bruikt, want men spreidt dan dezelfde hoeveelheid licht
uit over een grooter oppervlak. Hetzelfde geldt voor de licht-
sterkte van den hemel; richt men overdag een kijker op
een heldere ster, dan vermindert bij het gebruik van een
sterke vergrooting de „o p p e r v 1 ak te h e 1 de r he i dquot; van
den achtergrond, waardoor de ster zichtbaar wordt, i)

Het scheidingsvermogen van een kijker kan alleen
worden afgeleid uit theoretische beschouwingen betreffende
de eigenschappen van het licht. Deze leeren dat twee punten
aan de sfeer gescheiden kunnen worden gezien, wanneer hun

Van de verschillende voor de sterrenkundige waarnemingen
in gebruik zijnde kijkers zullen wij thans de voornaamste
behandelen.

declinatie) aan de sfeer (Zie Fig. 34)- Het is een kijker
van middelmatige afmetingen (d meestal ongeveer 15 cm.),
Welks as altijd zoo nauwkeurig mogelijk in den meridiaan
gericht blijft; de buis is daartoe voorzien van een tappen-as

1) Bij sterke vermindering van „valschquot; licht, bijv. door zich te
plaatsen op den vloer van een fabrieksschoorsteen of mijnschacht kan
men ook met het bloote oog een heldere ster overdag waarnemen.

ä) Twee punten die i cm. van elkander verwijderd zijn, zouden ermede
op een afstand van 5 kilometer gescheiden kunnen gezien worden.

die in de richtingen Oost en West op twee hardsteenen of
ijzeren, afzonderlijk gefundeerde pijlers rust. Zij draagt
tevens twee groote, zeer nauwkeurig verdeelde cirkels, die
elk door vier aan de pijlers bevestigde microscopen met
een nauwkeurigheid tot oquot;.i kunnen worden afgelezen,
teneinde uit de zoo verkregen zenithsafstand met behulp der
bekende breedte van de waarnemingsplaats de declinatie
van het hemellicht af te leiden. De rechte klimming wordt
verkregen door in het brandvlak loodrecht op de as van den
kijker een dradennet te plaatsen, welks centrum zoo goed
mogelijk op die as gelegen is. Even vóórdat een ster den meri-
diaan gaat passeeren, wordt ze in het veld van den kijker
zichtbaar en nu teekent men den tijd aan, waarop zij elk
der evenwijdig aan het meridiaanvlak gestelde draden voorbij
gaat. Daar de onderlinge afstanden daarvan bekend zijn, heeft
men nu zooveel aanwijzingen van het oogenblik der meridi-
aanpassage als er draden zijn en dus dit oogenblik en
daarmede de rechte klimming (zie bldz. io8) nauwkeurig
vastgelegd. De correctie van het uurwerk is daarbij als
bekend te onderstellen.

Natuurlijk kan men met dit instrument ook omgekeerd
uit bekende rechte klimmingen de onbekende correctie van
het uurwerk vinden; is het daarom echter alleen te doen, dan
kan men, zooals wij reeds op bldz. io8 bespraken, volstaan
met een veel eenvoudiger en goedkooper instrument, n. 1.
met een meridiaank ij k e r. Terwijl voor den meridiaanc i r k e 1
zoowel de vaste opstelling als de constructie der cirkels
hoofdzaak zijn, zijn de laatste voor den meridiaankijker
slechts instellingscirkels en behoeft aan de opstelling, hoe-
wel deze zeer stevig moet zijn, niet dezelfde aandacht ge-
schonken te worden als aan die van den meridiaancirkel.
De Leidsche sterrenwacht bezit een uitmuntenden, in het
jaar 1859 gebouwden meridiaancirkel, de Utrechtsche \'
sterrenwacht bezit slechts een meridiaankijker, voor welks
pijlers koning Willem III in 1853 den eersten steen gelegd
heeft.

fig. 35. parallactische kijker,
(Uit: L. Ambronn, Handbuch der astronomischen
Instrumentenkunde.)

ook wel „h e t equatoriaalquot; geheeten (Fig. 35) • Deze kan
in eiken uurhoek gebruikt worden en van de hemellichten
alleen de „relatievequot; plaatsen meten, d. w. z. de verschillen
in a en ö met de sterren waarvan aan meridiaancirkels
de absolute plaatsen gemeten zijn. De twee, pijlers zijn nu
vervangen door één, en daarop rust in vaste dragers een as, die
naar de pool gericht is en derhalve een helling op het horizon-
tale vlak heeft gelijk aan de breedte van de waarnemings-
plaats; aan het ondereinde draagt deze „poolasquot; een ver-
deelden cirkel, den uurcirkel, welks vlak loodrecht staat
op de poolas en dus den aequator aangeeft. Het boveneinde
van de poolas heeft twee dragers voor een as, loodrecht
op de I®\'® en aan haar uiteinde eveneens een verdeelden
cirkel dragende. Deze as heet de „declinatie-as,quot; die cirkel

poolas, dan beschrijft het punt aan de sfeer, waarop de kijker
gericht is een parallelcirkel, beweegt men hem alleen om de
declinatie-as, dan beschrijft het een declinatiecirkel; de eerste
dezer bewegingen is, daar op den aequator de tijd gemeten
wordt, ook te verkrijgen door haar te koppelen aan een regel-
matig loopend uurwerk; is dit zoo ingericht dat het den kijker
in 24 uur een boog van 360° zou doen beschrijven, dan
blijft als men een ster instelt en het uurwerk opwindt, deze
ster voortdurend in het kijkerveld zichtbaar; de kijker
volgt door de uurwerkbeweging de schijnbare hemeldraaiing.
Ook bij dit instrument zijn de cirkels instellings- en geen
nauwkeurigheidscirkels; het kan dienst doen voor de be-
studeering van de oppervlakte der maan en der planeten,
de waarneming van veranderlijke sterren a. a. en zooals
reeds gezegd voor het meten van kleine afstanden aan de sfeer
als: relatieve plaatsen van planeten en kometen, onderlinge
posities van de componenten van dubbelsterren, middellijnen
van de schijven der groote planeten enz. Dergelijke
metingen kan men verrichten naar twee zeer verschillende
methoden; men kan 1°. evenals bij den meridiaancirkel in

het brandvlak van den kijker een dradennet aanbrengen,
thans echter voorzien van draden in twee loodrecht op elkaar
staande richtingen bevestigd, en enkele daarvan ten opzichte
van de andere verplaatsbaar maken met een zoo volmaakt
rnogelijke schroef, voorzien van een verdeelden trommel. Een
dergelijke inrichting heet een dradenmicrometer. Daar
twee sterren die bijv. 5 min. in rechte klimming verschillen,
ook 5min. in uurhoek verschillen, zoo kan men het rechte klim-
n^ingsonderscheid eenvoudig meten door met een uurwerk,
dat naar sterretijd geregeld is, na te gaan wanneer de sterren
een bepaalden evenwijdig aan den declinatiecirkel gestelden
draad passeeren; het verschil der gemeten tijdstippen is

tevens het verschil in rechte
klimming. Om het declinatie-
verschil te meten, doet het
stel draden dienst dat lood-
recht op den declinatiecirkel
gesteld is en de bovenge-
noemde ,,micrometer-
schroef.quot; Een der sterren
wordt op een vasten draad
gebracht en de verplaatsbare
draad wordt met de schroef
op de andere ster gebracht,
waarna op den trommel het
declinatieverschil wordt afge-
lezen. Maar men kan ook
2°. het objectief- van den
kijker in twee helften deelen,
die ten opzichte van elkaar
langs de scheidingslijn ver-
schuifbaar zijn (Fig. 36). Wil men nu den afstand tusschen
2 sterren meten, dan draait men het objectief in zijn vatting,
totdat de scheidingslijn der helften valt in de richting van de

Van de componenten eener dubbelster meet men {zie bldz. 390) niet
^t rechte lilimmings- en declinatieverschil, maar den afstand en den positie-
hoek.

verbindingslijn der sterren en verplaatst dan een der objectief-
helften. Van elke ster krijgt men dan twee beelden; zet men de
verschuiving zoover voort dat een der beelden der eene ster
samenvalt met een der beelden van de andere, dan kan uit
een nauwkeurige aflezing van het bedrag dier verschuiving
langs een verdeelde schaal, de schijnbare afstand der sterren
gemakkelijk worden afgeleid. Deze inrichting heet, omdat
zij voor het eerst is toegepast op metingen van de middellijn
der zon, een ,,h e 1 i o m e t e r.quot;

Voor een parallactischen kijker kent men in hoofdzaak
drie methoden van opstelling en wel:

fig. 38. de engelsche opstelling
(Uit: H. C. Russell. Description of the Star CaiTiera at the SyJney Observatory).

a.nbsp;de Duiische opstelling, welke wij zooeven beschreven
en die Fig. 37 duidelijk aangeeft. Zij heeft het nadeel dat
hemellichten, die nagenoeg in top staan, in één stand van
den kijker slechts zeer korten tijd bestudeerd kunnen worden;
spoedig stuit de kijker tegen het voetstuk en moet de waar-
neming onderbroken worden. Vooral voor fotografisch
werk met lange belichtingstijden is dit ongewenscht en
daarom is men teruggekeerd tot een oudere methode, thans
echter in verbeterden vorm, n.1.:

b.nbsp;de Engelsche opstelling. Zie Fig. 38. De raamvormige
poolas is langer dan de kijker en deze kan daarin, ook in
top, een vollen declinatiecirkel beschrijven; de declinatie-as
rust in de zijwangen van het raam. Met deze opstelling
kan men echter geen hemellichten bij de pool bestudeeren,
daar de kijker dan geheel binnen het raam ligt. Ook schijnt
de stabiliteit van deze opstelling wel te wenschen over te
laten en daarom bouwt men in den laatsten tijd_veelal de
Duitsche opstelling, maar op gebogen voet (zie Fig. 39) waar-
door ook zenithale waarnemingen verzekerd zijn.

c.nbsp;de gebroken opstelling (equatorial coudé). Het licht
komt nu, na het objectief doorloopen te hebben, door
tweemalige spiegeling in het oculair (Fig. 40). Dit be-
vindt zich aan het uiteinde van het vaste, in de poolrich-
ting opgestelde kijkerdeel; het andere deel van den kijker
is daaraan met een draaibaren kubus verbonden. Het in-
strument staat buiten, een dure, draaibare koepel is niet
noodig, en de waarnemer zit binnenshuis in een gemakkelijke
houding en \'s winters in een kamertemperatuur, terwijl
hij anders in wind en kou zou moeten werken. Vooral
de Franschen zijn liefhebbers van deze opstelling (Parijs,
Lyon, Besançon, Nice, Algiers; verder Weenen) ; als haar
nadeel wordt opgegeven het gebruik van dure, lichtabsor-
beerende, moeilijk te stellen spiegels, doch uit het feit dat
thans aan het groote equatorial coudé der Parijsche sterren-
wacht een sterrespectroscoop bevestigd is, waarvan de
regeling zeer minutieus moet zijn en die uitstekend schijnt

te voldoen, mag men gereedelijk afleiden dat de genoemde
bezwaren wel te ondervangen zijn.

Kleinere kijkers worden meestal niet parallactisch, maar
z. g. „in hoogte en azimuthquot; opgesteld; wil men
daarbij een hemellicht in het kijkerveld blijven volgen, dan

moet men den kijker in twee richtingen, meestal met de
hand, bewegen. Een op dergelijke wijze opgestelde kijker
is op sterrenwachten meestal de z. g. ,,k o m e te n z o e ke r,quot;

een kijker met zeer groot veld, waarmede vooral kort na
zonsondergang en kort vóór zonsopgang langs den horizon
en langs strooken, evenwijdig daarmede, naar kometen wordt
gezocht. Fig. 41 stelt een dergelijke kijker voor.

Behalve een refractor kan een kijker ook zijn een
reflector (spiegeltelescoop); de beeldvorming geschiedt
dan door terugkaatsing op het gepolijste oppervlak van een
hollenspiegel.Dittype van instrumenten heeft ontegenzeggelijk
één groot voordeel n.1., dit, dat het verzamelde licht onaf-
hankelijk van de kleur, zuiver in één punt vereenigd wordt,
hetgeen bij een refractor niet het geval is, doordat de ver-

schillende kleuren, waaruit het witte licht is samengesteld,
op verschillende wijze gebroken worden. Bij dit voordeel voegt
zich nog een ander; afgezien van technische moeilijkheden is er
voor de afmetingen der te gebruiken spiegels geen enkele
bovenste grens. Uit een ,,optischquot; oogpunt kan men ze steeds
grooter maken, en elke vergrooting is winst, want een grooter
oppervlak verzamelt meer licht en kaatst dit meerdere licht

nagenoeg onverminderd terug. De objectieven der refractors
daarentegen kan men niet steeds grooter maken, daar dit

gepaard zou gaan
met meerdere dikte,
waarbij het ücht-
verlies door absorptie
in het glas oneven-
redig snel toeneemt,
en het bezwaar van
verschillende brand-
punten voor ver-
schillende kleuren
zich steeds meer ge-
voelen doet. Het is
dan ook niet zeer
waarschijnlijk dat de
grootste der bestaan-
de refractors, die een
objectief van 102 cm.
middellijn heeft, en
waarvoor Mr. Yer-
kes te Chicago in
1892 een ,,unlimited
sumquot; beschikbaar
stelde, binnen afzien-
baren tijd door een
grooteren verdron-
gen zal worden.
Wanneer men dan
toch de groote re-
fractors bij tientallen
telt, terwijl de spie-
geltelescopen slechts
sporadisch voorko-
men, dan is de oor-

ij In de Lick-, en Yerkeskijkers verschilt de scherpstelling voor rood
en blauvy reeds ettelijke centimeters.

zaak hiervoor bijna uitsluitend gelegen in de technische
moeilijkheden, verbonden aan het opstellen en in bruik-
taren staat houden der groote spiegels. Zij mogen niet door
buigen a. a. hun vorm veranderen en moeten beschermd
worden tegen temperatuurs- en weersinvloeden, daar de

zuiverheid der beeldvorming hiermede ten nauwste samen-
hangt. Op deze, schijnbaar zoo eenvoudige eischen, heeft
m de 19de eeuw de techniek der reflectors voortdurend
schipbreuk geleden, en eerst in de laatste 20 jaren kan
men een herleving van dit type van instrumenten opmer-
ken. Daar deze echter geheel ten goede komt aan de
hemelfotografie, zullen wij ze eerst in het gde hoofdstuk
nader behandelen.

Enkele woorden mogen hier ten slotte gewijd worden
aan de inrichting van sterrenwachten. Zooals wij reeds

zagen is voor een sterrenwacht het allereerst noodige het
bezit van minstens één uitstekend astronomisch uurwerk

en een instrument om de correctie daarvan te bepalen; op elke
sterrenwacht bevindt zich dan ook een z.g. „meridiaan-
zaal,quot; waarvan het dak eene opening in de richting Noord-
Zuid heeft, en waarin een meiidiaancirkel of meridiaankijker
is opgesteld. Deze zaal is altijd, om een onwrikbare opstelling
van het instrument te verzekeren, zoo laag mogelijk ge-
houden, terwijl een volkomen vrij uitzicht in den meridiaan

gewaarborgd moet zijn. Andere instrumenten kunnen desnoods
hooger geplaatst worden om ermede over boomen en gebou-
wen heen te kunnen zien, maar toch verdient, vooral voor
kijkers voor fotografisch werk, een lagere en dus waar-
schijnlijk vastere opstelling de voorkeur. Voor parallactische
kijkers zijn gebogen observatietorens met vasten onder-,
en draaibaren bovenbouw algemeen in gebruik; het draaien
kan voor een kleinen toren desnoods met eene handrader-
bäweging geschieden, voor groote torens is dit onmogelijk

en wordt meestal electrische beweegkracht te hulp geroepen.
Een toren van 20 Meter middellijn kan daarmede in 5 min,
over een vollen cirkel worden gedraaid. De toren wordt ge-
opend door het zijdelings verplaatsen van een of twee ge-
bogen kleppen, welke beweging eveneens electrisch geschiedt.
Bij groote refractors heeft men voor de waarnemingen van
hemellichten die laag boven den horizon staan, hooge stel-
lages noodig; men bevestigt deze in den vorm van een zware
hangende trap aan den toren en maakt ze daarlangs bewege-
lijk. (Zie Fig. 42).

Ook kan men den geheele n vloer van den toren langs de
fundatie van den kijker op en neer laten bewegen, zooals Fig. 43
{a en b) aangeven; zij stellen den grooten refractor der nieuwe
sterrenwacht bij Hamburg voor in de twee uiterste standen
van den bewegelijken vloer. De observatiegebouwen eener
sterrenwacht moeten rustig gelegen zijn in een doorzichtigen
en drogen dampkring. Kunstlicht mag in de omgeving niet
zichtbaar zijn. De hoofdinstrumenten moeten elk in een
afzonderlijk gebouw of toren zijn opgesteld en de waarnemers
moeten allen op de terreinen der sterrenwacht kunnen wonen.
De ligging van bijna alle z. g. ,,Universiteitssterrenwachtenquot;
(en Nederland kent geen andere) is dus van het standpun
van den waarnemer beschouwd, altijd te veroordeelen.

3 ET mag van algemeene bekendheid heeten
dat het licht niet een oneindig groote, maar
een fysisch en astronomisch meetbare snel-
heid van voortplanting heeft. De voortplanting

door een middenstof die men den aether noemt en die essen-
tiëel voor elke voortplanting van licht aanwezig moet zijn.
Voortplanting van het licht is een van plaats tot plaats
voortgezette trillingsbeweging van aetherdeeltjes. Het is eene
tot nu toe onbeantwoorde vraag of in dien aether het licht
van alle kleuren dezelfde snelheid heeft; evenmin is het
volkomen zeker, dat deze geheimzinnige middenstof het
licht niet, al is het ook maar voor een zeer klein deel,
absorbeert. Op deze belangrijke vraag zal waarschijnlijk
de Sterrenkunde het eerste antwoord kunnen geven.

Zoodra intusschen de aether die het licht voortplant zich
niet meer in de overigens ,,ledigequot; ruimte van het Heelal,
maar in een andere middenstof bevindt, wordt niet alleen
de snelheid van voortplanting verminderd, maar de ver-
schillende kleuren planten zich dan niet met gelijke snelheid
voort; voor lucht is dit verschil onmerkbaar. Het volgen-
de lijstje moge dit toelichten:
Snelheid van het licht in den aether = 300 duizend K.M. per seconde.
„ luchtnbsp;= 300

„ violet licht in water = 224
„ rood „ „ „ = 226
„ vioht „ „ kroonglas = 196 „nbsp;„ „

Het licht plant zich als aethertrilling voort in den vorm
van een golfbeweging; de afstand tusschen twee overeen-
komstige punten van zulk een golfbeweging heet de ,,go 1 f-
1 eng tequot; (1), de tijd noodig om dien afstand af te leggen
heet de „periodequot; (T). De snelheid van het licht is dus
het quotiënt van deze beide

Inplaats van de periode T wordt vaak het trillingsgetal
(n) gebruikt; dit is het aantal trillingen per seconde en het
is dus omgekeerd evenredig met T.

Onder „amplitudequot; verstaat men de hoogte der golf-
beweging; deze is een maat voor de intensiteit (lichtsterkte),
het trillingsgetal, de periode, of de golflengte in den vrijen
aether bepalen de kleur van het z.g. homogene of
monochromatische licht. Groen licht bijv. kan men
kunstmatig uit menging van andere lichtsoorten (golf-
lengten) verkrijgen, maar het is dan geen homogeen licht.
Homogeen groen is licht van één bepaald golflengtegebied,
dat altijd en overal hetzelfde is, en ontleend aan een bestu-
deering van het zonlicht.

Golflengten worden meestal benoemd in z.g. ,,°Ang-
strömsche eenhedenquot; d. w. z. in tienmillioenste deelen van
een millimeter

I millimicron (f^) = i millioenste mm.
I °Angstr.eenheid (°AE) = i tienmillioenste mm.

Er zijn twee methoden om de verschillende golflengten te
„scheidenquot; d. w. z. om het samengestelde witte licht te
ontleden in zijn kleuren, teneinde deze afzonderlijk te kunnen
bestudeeren. Bij beide wordt bij voorkeur de lichtbron bijv.
door toepassing van een spleet zeer smal genomen. Deze
methoden zijn:

1°. het gebruik maken van de „brekingquot; van het licht
bij zijn overgang van de eene middenstof in de andere.

2°. het gebruik maken van de buiging van het licht bij
zijn vsreg door een zeer nauwe opening.

Beide deze verschijnselen n.1. zijn voor verschillende
golflengten verschillend.

door eene spleetvormige openmg laat
gaan, daarna door een lens en dan den lichtbundel, voordat

hij een wit beeld B van de spleet heeft kunnen vormen, op de
zijde van een prisma P opvangt, zal elke golflengte een afzon-
derlijk spleetbeeld geven, omdat ze op één bepaalde, alleen
Voor haar geldende wijze, door het prisma gebroken wordt.
Terwijl dus de lichtbron uit samengesteld (wit) licht bestaat,
bestaat het beeld uit een aaneenschakeling van oneindig
vele, verschillend gekleurde beelden, die vloeiend in elkaar
overgaan. Er ontstaat een z.g. ,,p r i s m a t i s c h spectrum.quot;

De kleurgebieden en de golflengten, behoorende bij het
midden van elk van hen, zijn de volgende:
Rood , = 6830 °a E Blauw 2 = 4730 quot;a E
Oranjenbsp;= 6150 Indigonbsp;— 4390

groot aantal fijne, vlak bijeen en evenwijdig aan elkaar
gelegen groeven snijdt, dan ontstaat een z. g. „buigings-
roosier;quot; samengesteld licht zal na terugkaatsing op dit
oppervlak in de spectraalkleuren zijn uitgespreid, maar
niet als een enkelvoudig spectrum, doch als een aantal z. g.
,,b u i g i n g s s p e c t r a,quot; die elkaar gedeeltelijk bedekken, een
steeds grooter wordende uitbreiding vertoonen, maar tevens
snel aan intensiteit verliezen. Door deze laatste eigenschap
vooral kunnen zij voor zwakke lichtbronnen geen dienst doen;
zij zijn daarentegen van groote waarde bij de bestudeering
van de problemen der zon. De samenstelling van een buigings-
rooster vereischt een vergevorderde techniek, die voornamelijk
door Rowland^) op een hoog peil gebracht is. Zijn ,,grootequot;
roosters zijn 14 cm. lang en 5 cm. breed en bevatten ongeveer
6000 groeven per cm.! Daar bij het snijden van deze groeven
het maken van een fout, waarvan het bedrag slechts een
klein deel bedraagt van den afstand tusschen twee groeven,
het te verkrijgen spectrum volkomen zou bederven, moeten
tal van bijzondere voorzorgen genomen worden. Zoo werkte
Rowland in onderaardsche kelders, die op constante tempe-
ratuur werden gehouden; een nagenoeg volmaakte schroef
verplaatste de plaat telkens ^/gooo onder de diamanten
snijstift, terwijl de invloed der zeer geringe fouten van de
schroef nog automatisch onschadelijk werden gemaakt.
Voor de groote roosters werkte dan de machine zes etmalen
achtereen door; in de laatste jaren stelt men pogingen in
het werk om, ten behoeve van het onderzoek der zon buigings-
roosters te verkrijgen van nog grootere afmetingen, tot bijv.
een lengte van 50 en een breedte van 35 cm. en ook hiertoe
zal de techniek ongetwijfeld in staat blijken te zijn.

Vooral de eerste, de prisma-methode, heeft aanleiding
gegeven tot een groot aantal verschillende spectraal-instru-

1) H. A. Rowland (1848—1901) was hoogleeraar aan de John Hopkins
Universiteit te Baltimore.

menten, die wij hier niet in details kunnen behandelen,
maar waarvan wij toch in een paar woorden de algemeene
beteekenis willen aangeven.

Aangebracht aan een astronomischen kijker, wordt daarvan
de oculairbuis vervangen door het volgende samenstel:
1°. een „collimator,quot; d. i. een kijker die inplaats vaneen ocu-
lair een verstelbare spleet heeft in het brandpunt van zijn
objectief. Deze wordt met de spleetzijde aan den astrono-
mischen kijker bevestigd, en zoo gesteld dat op de spleet
het beeld van het te onderzoeken hemellicht valt. Daar
de spleet in het brandpunt van den collimator staat, treedt
het licht uit het objectief daarvan in een evenwijdigen bundel
uit; deze lichtbundel valt op 2°. een of meer prisma\'s,
meestal van glas, waardoor hij verdeeld wordt in talrijke,
elk voor zich evenwijdige lichtbundels, welke men opvangt
op het objectief van 3°. den spectroscoopkijker, die het licht
thans als spectrum in zijn brandpunt vereenigt, waar het
met een oculair bekeken kan worden. Gebruikt men
veel prisma\'s, dan wordt het spectrum langer en het wordt
dan onmogelijk het in zijn geheel gelijktijdig te bestudeeren.
Veel prisma\'s kan men echter doorgaans niet gebruiken,
ómdat dan door terugkaatsing en opslorping een groot
verlies aan intensiteit geleden wordt.

voor het objectief van den astro-
nomischen kijker, en dezelfde afmetingen heeft als dit, waar-
door het zoowel om technische redenen als om economische
alleen op kleinere kijkers gebruikt wordt. Het is een eenvoudig
middel om vele spectra tegelijk te overzien of te fotogra-
feeren; de op deze wijze verkregen, betrekkelijk zeer heldere,

sterrespectra zijn uit den aard der zaak zeer smal, omdat
de lichtbron een lichtend punt is, maar men kan ze gemakke-
lijk eenige breedte geven, vooral bij fotografische opnamen.
Men behoeft dan slechts het uurwerk dat den kijker de

schijnbare dagelijksche be-
weging van den hemel doet
volgen, een weinig te doen

versnellen of vertragen,
waardoor het lijnvormige
spectrum uitgerekt wordt
tot een lintvormig spec-
trum. Bij visueel werk moet
men het spectrum bekijken
met een oculair van be-
paalde constructie.

Een dergelijke inrichting
wordt ook gebruikt om het
spectrum van een lijnvor-
mige lichtbron aan den
hemel te bestudeeren, zoo-
als deze zich bijv. vertoont
wanneer bij eene zonsver-
duistering de schijf der zon
reeds zoover door die der
maan bedekt is, dat slechts
een zeer smalle gebogen
lichtsikkel zichtbaar is. Wat
wij bij den spectrograaf de
spleet van den collimator
noemden, staat dan ,,in na-
turaquot; aan den hemel.

De sterrenwacht te Utrecht bezit voor den kijker van
11.5 cm. een objectiefprisma voor visueele waarnemingen,
de Nederlandsche Eclipscommissie bezit een dubbel objec-
tiefprisma voor fotografische waarnemingen. In navolging
van de Engelschen wordt dit instrument meestal prisma-
camera genoemd.

Een spectroscoop gaat over in een s p e c t r o m e t e r,
zoodra hij voorzien is van een inrichting om hetzij de onder-
linge afstanden van bepaalde plaatsen in een spectrum,
hetzij de golflengte uit te meten. Spectrogrammen worden
in bepaaldelijk daarvoor uitgedachte instrumenten onder
het microscoop uitgemeten; een spectrograaf is dus zelf
nooit spectrometer.

de zon ontworpen wordt, daarna een uiterst klein kleurge-
bied uit dit spectrum verder geleid en ten slotte een foto-
grafisch beeld van de zon ontworpen wordt, tot welks
vorming alleen het licht uit dit enge kleurgebied heeft bijge-
dragen. In het Elfde hoofdstuk zal dit instrument uitvoeriger
behandeld worden.

Keeren wij thans tot de spectra zelve terug. Van alle
voorwerpen die zichtbaar zijn kan men zeggen dat zij een
spectrum hebben, maar men moet daarbij twee hoofdgroepen
onderscheiden. De eerste wordt gevormd door de zelf lichtge-
vende {licht emüteerende) voorwerpen, hunne spectra heeten
e m i s s i e s p e c t r a; het onderzoek dezer spectra betreft
in hoofdzaak het meten van golflengten. De voorwerpen
der tweede groep zijn niet zelf lichtend, maar zij kunnen
zich kenbaar maken doordat zij een deel van het hun toege-
zonden licht opslorpen (absorbeeren) en daar de lichtsoorten
die zij absorbeeren, zoowel als de wijze waarop zij dit doen
teekenend zijn voor de stof zelve, zoo beoogt de b^studeering
hunner spectra hoofdzakelijk te onderzoeken, welke Ucht-
soorten geabsorbeerd zijn geworden. Deze spectra heeten
daarom absorptiespectra.

a. continu: het vertoont dan, des te zuiverder naarmate
de spleet smaller is, een onmerkbaar in elkaar overpan

der golflengten; de oneindig vele spleetbeelden liggen oneindig
dicht naast elkaar; de lichtbron zendt alle golflengten gelijke-
lijk uit. Welke daarvan voor ons op de eene of andere wijze

zichtbaar worden, hangt van verschillende omstandigheden af.
De gevoeligheid van het menschelijk oog is het grootst voor
geel licht en vermindert vandaar naar beide zijden gelijkelijk,
om ten slotte ongevoelig te worden voor golflengten grooter
dan 7500 °AE en kleiner dan 4000 °AE. De gevoeligheid
der fotografische platen is in normale omstandigheden het
grootst voor blauw of indigo licht, maar vermindert van
daar niet gelijkelijk naar beide zijden; naar de zijde der
grootere golflengten neemt de gevoeligheid zeer snel, naar
die der kleinere golflengten zeer langzaam af. Het spectrum
dat in deze normale omstandigheden gefotografeerd kan.
worden, strekt zich ongeveer uit van X 4700 tot X 2200,
ongeveer omdat de belichtingstijd hierbij een groote rol speelt.
Door bijzondere technische middelen (het z.g. ,,sensibili-
se er en)quot; kan aan de fotografische plaat een gevoeUg-
heidsmaximum worden toegevoegd, terwijl de natuurkundige
bovendien methoden en instrumenten bezit om de zeer
groote en zeer kleine golflengten te kunnen onderzoekea
het z.g. „ultra-roodquot; tot X 150000, het z.g. „ultra violet\'quot;
tot X 1200.

Een continu spectrum wordt uitgezonden door alle vaste
en vloeibare lichamen bij hooge temperatuur en door alle
gassen onder hoogen druk; het kan ons omtrent de schei-
kundige samenstelling van een stof niets leeren, wel echter
omtrent haar temperatuur; hoe hooger deze is, des te meer
wordt het violette deel van het spectrum zichtbaar.

b. een lijnenspectrum. Het vertoont dan (Fig. 46) op grootere
en kleinere afstanden van elkaar gelegen heldere lijnen, welke
elk voor zich of alle tezamen eigen zijn aan een bepaalde
stof, zoodat haar optreden in een te onderzoeken spectrum
meestal dadelijk kan doen besluiten tot de aanwezigheid
van die stof in de lichtbron die het onbekende spectrum
heeft uitgezonden. Het is sedert de ontdekking der metalen
caesium en rubidium, door Bunsen en Kirchhoff in 1860,
het klassieke middel om een nieuw element te vinden. Op
velerlei manieren kan men het lijnenspectrum eener enkel-
voudige stof ontwerpen, zoo door een kleine hoeveelheid in

ffi

W
H

M
O
H
X

G
g

a
m
?a

X
w
s

PI
r
r

H
g

fig. 47. absorptie-spectrum der zon.
Links: rood; Rechts: violet.
C F en h zijn waterstof-lijnen; D is de dubbele natrium-lijn; de lijnen G en g, en de
beide breede lijnen geheel rechts zijn calcium-lijnen; a is een tellurische (waterdamp)-hjn.

een vlam te houden als door het terwille van een hooge
temperatuur te hulp roepen van de electrische booglamp
(boogspectrum) of electrische ontladingen tusschen de
te onderzoeken stof vervaardigde polen (vonk spectrum).
Ten slotte ook door gassen in zeer ijlen toestand lichtend
te maken door electrische ontlading in een z.g. „Geiss-
lersche buis;quot; deze methode stelt den onderzoeker in
staat om met dezelfde zeer geringe hoeveelheid eensr
stof telkens opnieuw een spectrum te ontwerpen.

c. een bandenspectrum. Het vertoont dan wazige „strepen;quot;
somtijds treedt daarbij een merkwaardige structuur op, een
opeenvolging van strepen, dia alle naar de eene zijde scherp
tegrensd zijn, naar de andere zijde uitvloeien. Bij groote
dispersie blijken deze dikwijls te bestaan uit groepen van lijnen,
zoo dicht aaneengesloten, dat ze niet of nauwelijks meer
afzonderlijk te onderkennen zijn. Vele koolstof-werömding\'en
bijv. geven dergelijke bandenspectra, terwijl ze onder zeer
bepaalde omstandigheden van temperatuur en druk ook
uitgezonden kunnen worden door enkelvoudige stoffen,
tgt;ijv. kwik en stikstof.

Al de hier genoemde soorten van spectra zullen wij in
de hemellichten terugvinden; onnoodig te zeggen, dat dè
grondslag der herkenning van bepaalde stoffen in onbekende
spectra gevormd wordt door de nauwkeurige meting der
golflengten, zoodat de bovenbehandelde spectraalapparaten
aan hooge eischen moeten kunnen voldoen.

• Wanneer wit licht, dat zooals wij zagen een continu
spectrum geeft, op zijn weg naar het spectraalapparaat een
gasmassa van lage temperatuur ontmoet, zal de continuïteit
Van het te voorschijn geroepen spectrum verbroken worden.
tiet gas absorbeert n.1. alle golflengten die in zijn eigen lijnen-
spectrum voorkomen. Ter plaatse waar in dit spectrum de
heldere emissielijnen zouden optreden, treden nu (Fig. 46) don-
kere z.g. ,,absorptielijnenquot; op en het continue spectrum, door-
trokken met deze donkere lijnen, heet absorptiespec-
t r u m. De zon en vele sterren zenden zulk een spectrum uit.

waaruit men het besluit trekt dat hun kern omgeven is
door een gasvormigen dampkring van lagere temperatuur.
De absorptielijnen in het zonnespectrum (Fig. 47) heeten
naar hem die ze het eerst in 1814 ten getale van 576
beschreven heeft: de „Fraunhoferschequot; lijnen.

De absorptielijnen (Fig. 46) hebben in het spectrum onder
normale omstandigheden volkomen dezelfde plaats, breedte en
uiterlijk aanzien als hunne tegenvoeters in het lijnenspectrum
en het is voor de uitmeting eener onbekende lijn volmaakt
onverschillig of men dit doet in een emissie- dan wel ineen
absorptiespectrum. Verandering echter van temperatuur en
druk heeft grooten invloed op alle lijnen en in het algemeen op
het geheele uiterlijk van een spectrum, dat daardoor soms
zeer grillige veranderingen kan ondergaan. In normale
gevallen echter wordt door verhooging der temperatuur
de intensiteit en door vermeerdering van den druk de breedte
der lijnen vergroot, terwijl in een absorptiespectrum de
intensiteit der lijnen afhankelijk is van de diepte der absor-
beerende laag. Wij zagen reeds dat onder zeer grooten druk
een lichtend gas een con^mti-spectrum kan gaan uitzenden.

Uit al het bovenstaande blijkt voldoende van welk groot
nut de bestudeering en de interpretatie van spectra voor de
sterrenkunde is. De aanwezigheid van bepaalde lijnen en
banden doet ,,im groszen und ganzenquot; besluiten tot de aan-
wezigheid van bepaalde stoffen in de verschillende hemel-
lichten. Zoo zijn waterstof, helium, ijzer, natrium, calcium
e.a. altijd ontwijfelbaar te onderkennen; in de fijnere details
van het onderzoek is echter de zekerheid der resultaten vaak
minder groot en hier moet de fysicus in zijn laboratorium
door een uitgebreid onderzoek naar het gedrag der spectra
en spectraallijnen onder de meest verschillende omstandig-
heden de fundamenten leveren, waarop de astronoom later
het gebouw zijner conclusies zal moeten optrekken. Vooral
tegenover het probleem der zon is men in deze richting
krachtig werkzaam.

Behalve het onderzoek naar de in de hemellichten aan-
wezige stoffen, levert de bestudeering der spectra, zooals
wij zagen, gegevens om een schatting omtrent de tempera-
tuur te maken. Met bepaaldelijk daarvoor ingerichte instru-
menten, z.g. ,,spectraal fotometersquot; kan men bijv.
van een sterrespectrum de intensiteit der verschillende deelen
vergelijken met die van het spectrum eener op constante
temperatuur gehouden lichtbron en dan in een grafisch
beeld aangeven hoe de intensiteit van het spectrum verandert
met de golflengte. Zulk een grafisch beeld heet een ,,inten-
siteitskromme.quot; Doet men ditzelfde voor het spectrum
eener andere ster, dan heeft die ster hoogere temperatuur,
Waarvoor het maximum harer intensiteitskromme meer naar
de violette zijde van het spectrum gelegen is.

De spectra der hemellichten hebben echter voor den
sterrenkundige ontegenzeggelijk de allergrootste waarde, in
zooverre zij de mogelijkheid openen om uit de meting van
geringe verplaatsingen der (emissie- of absorptie-) lijnen
ten opzichte van haar normale plaats, de snelheid af te
leiden waarmede de lichtbron, die het spectrum uitzendt,
zich beweegt langs de lijn die haar met den waarnemer
Verbindt, of met een technische uitdrukking om de

a d i a 1 equot; snelheid, de snelheid „in de gezichtslijnquot; te meten.
Naar het beginsel van Doppler-Fizeau verplaatst zich
het spleetbeeld van een lichtbron naar violet, wanneer
de lichtbron en de waarnemer elkander naderen, en naar
rood wanneer zij zich van elkander verwijderen. Wanneer
het in Fig. 47 weergegeven spectrum geldt voor een waar-
nemer en een lichtbron die zich beide in rust bevinden,
dan kan men het effect van eene onderlinge nadering of
Verwijdering teweeg brengen, door de onder het spectrum
geplaatste schaal een klein bedrag naar links of naar rechts
te verschuiven. Daar deze verschuiving alleen afhangt van
de snelheden van 1° het licht, 2° den waarnemer en 3°
de lichtbron, en de beide eerste bekend geacht mogen worden,
200 volgt uit de uitmeting der genoemde lijnverschuiving
onmiddellijk de snelheid der lichtbron in de gezichtslijn,.

een grootheid die zich niet tegen de sfeer projecteert en die dus
zonder dit hulpmiddel, dat het eerst in 1868 door Huggins
-visueel op Sirius is toegepast, onmogelijk te begrooten zou
zijn, een hulpmiddel intusschen dat eerst na het invoeren

Van fotografische methoden tot zijn volle waarde is gekomen.
Overtalrijk zijn de practische resultaten met deze methode
bereikt en groot het aantal ontdekkingen waartoe zij geleid
heeft. Snelheden van sterren, bewegingen in den zonne-
dampkring, de beweging van de zon in het Heelal, haar om-
wentelingsduur en die van enkele planeten, de bouw
Van den ring van Saturnus, het bestaan van dubbelsterren,
Waarvan de componenten nooit zichtbaar zijn, het karakter
Van een bepaalde groep van veranderlijke sterren, ja zelfs
het al of niet aanwezig zijn van waterdamp in de atmosfeer
Van Mars, op al deze vraagstukken is een antwoord inge-
komen op den grondslag van het beginsel van Doppler-Fizeau.

Het bedrag van de hier besproken lijnverschuiving tenge-
volge van radiale snelheden, moet men zich intusschen
als zéér gering voorstellen; zelfs de weinig voorkomende
snelheid van 100 KM. per seconde heeft een lijnverschui-
ving ten gevolge die als men de krachtigste hulpmiddelen
aanwendt niet grooter is dan o.i mm! Met het verscherpen
der methoden is natuurlijk de verbetering der instrumenten
en meettoestellen hand aan hand gegaan, waarbij voor-
namelijk getracht moest worden de stabiliteit en de uitbreiding
Van het spectrum (de „dispe rs iequot;) te vergrooten. Voor
sterrespectra doet zich echter het ongerief voor, dat een
Vergrooting der dispersie een vermindering van de intensiteit
der toch reeds lichtzwakke spectra tengevolge heeft.

Als voorbeeld van een model sterrespectrograaf geven wij
^ Fig. 48 dien van het Astrophysisch Observatorium te
Potsdam. De wijdte van de spleet is terwille van de zuiverheid
Van het spectrum niet grooter dan 0.01 mm. en bijzondere
Voorzorgen zijn getroffen om het beeld eener ster steeds op
die smalle spleet te houden. De 70 cm. lange camera is rechts
onder aan haar conische gedaante en lichte kleur te her-
kennen; de halfcirkelvormige kast bevat drie prisma\'s en het
Seheele spectraalapparaat wordt tijdens het gebruik (de
fxposities duren soms vele uren) door een electrische
^richting met een nauwkeurigheid van o°.i op constante
temperatuur gehouden.
Sterrenkunde: 11

_ fotografie is zonder eenigen twijfel de
laatste 25 jaar het machtigste hulpmiddel
van sterrenkundig onderzoek, een hulpmiddel
dat slechts in enkele bijzondere gevallen voor
_nbsp;_ de visueele waarneming in belangrijkheid onder-

doet. Zoo is de oppervlakte eener groote planeet voor-
alsnog beter te bestudeeren aan een visueelen kijker dan
op een fotografisch beeld en naar de meening van enkele
selenografeni) geldt, ondanks de schitterende fotografische
opnamen, hetzelfde voor de oppervlakte der maan. Zoo
laat ook de fotografie ons in den steek bij alle waarnemingen
in de schemering of bij helder maanlicht, zij is ondoelmatig
bij eenigszins uitgebreide waarneming van veranderlijke
sterren en onbruikbaar bij absolute plaatsbepalingen. De meri-
diaancirkel, het standaard-instrument der sterrenkunde, is
tot dasverre niet door een fotografischen kijker verdrongen-
Hiertegenover staan vele belangrijke voordeelen. Door-
dat de indruk op een fotografische plaat niet, zooals die op
ons netvlies, alleen van de intensiteit der lichtbron afhangt,
maar ook van den duur harer werking, verkrijgt de foto-
grafische methode een macht die nauwelijks grenzen kent-
Langere belichtingstijden brengen voorwerpen in beeld»
welker licht óf zoo zwak óf van zoo bijzonderen aard is,
dat het menschelijk oog ze nimmer zou kunnen aanschouwen,

althans niet had kunnen ontdekken. Zoo zijn alle eenigszins
zwakke planetoïden en tal van nevelvlekken fotografisch
ontdekt, en hetzelfde geldt voor de zeer lichtzwakke wachters
van Jupiter en Saturnus. Zoo zijn er hemellichten, die zoo
sterk „actinischquot; zijn, d. w. z. die zoo uitsluitend fotogra-
fisch werkzame stralen uitzenden, dat hun beeld in ver-
bluffende helderheid op de fotografische plaat verschijnt,
maar nooit of nauwelijks langs directen weg op ons netvlies;
dit is O. a. het geval met een ster die in het midden van den
ringnevel van de Lier (bldz. 435) geplaatst is, met den merk-
waardigen „Amerika-nevelquot; en vele andere dergelijke hemel-
verschijnselen.

Maar niet alleen legt de fotografische methode astrono-
mische verschijnselen vast, die zonder haar aan ons onder-
zoek zouden ontsnappen, zij teekent ze als regel tevens
aan met een fijnheid die voor het menschelijk oog onbereik-
baar is, omdat het óf te snel vermoeid is, óf het verschijnsel
zoo langzaam in zich opneemt, dat de storende invloed eener
onrustige lucht inmiddels de overhand krijgt. Zij legt ze ook
vast zonder eenig vooroordeel en heeft daardoor op de enkele,
bovengenoemde uitzonderingen na, het „teekenenquot; verdron-
gen, een waarnemingsmethode die behept is met tal van
fouten, welke hun oorsprong hebben in het oog van den
waarnemer, in zijn teekentalent en meerdere of mindere
artistieke neigingen. De hemelfotografie heeft zich verder
meester gemaakt van het geheele gebied der zonnever-
schijnselen, en van dat der spectra en heeft de groote ver-
dienste haar indrukken niet door den tijd te doen verzwak-
ken. Ook mag niet vergeten worden de snelheid en het gemak
waarmede zij werkt. Welk menschelijk oog krijgt in den tijd
van I seconde een behoorlijken, onuitwischbaren indruk
van de geheele oppervlakte der maan? En welke visueele
waarnemer herkent tusschen het gewemel der zwakkere
sterren in het veld van zijn kijker binnen twee uur tijds
een drietal nog niet bekende leden van ons zonnestelsel?
Hencke heeft, toen er vier kleine planeten ontdekt waren,
en het vermoeden geopperd werd, dat er in de ruimte tusschen

de banen van Mars en Jupiter nog meer kleine planeten
zwerven, vijftien jaren lang (1830—1845) visueel gezocht
naar een sterretje, dat zich door een betrekkelijk snelle
beweging tusschen de andere sterren als planetoïde zou
ontpoppen, en tegenwoordig ontdekt men er gemiddeld
20 per jaar langs fotografischen weg.

De hemelfotografie brengt groote hemelgebieden gezamen-
lijk in beeld, levert daardoor nauwkeurige metingen ,,en
massequot; in korten tijd, zoo bijv. 200 sterrespectra op ééne
plaat, en 4000 plaatsbepalingen van sterren in ééne week,
een aantal dat van de visueele methode enkele jaren van
ingespannen arbeid zou vorderen.

Wanneer wij ten slotte nog in herinnering brengen, dat
vele fouten van optische en mechanische hulpmiddelen als
lenzen, prisma\'s, spiegels en drijfwerken van kijkers, be^
nevens vele ,,persoonlijkequot; fouten van den waarnemer door
fotografische methoden ontdekt en bestudeerd zijn geworden,
dan is in korte trekken een beeld gegeven van de beteekenis
der fotografie op het gebied der sterrenkunde.

Wij zullen thans vluchtig enkele methoden en instru-
menten behandelen, om de toepassingen op het fotografeeren
van bepaalde hemellichten tot de 2^« afdeeling uit te stellen.
Een fotografisch objectief moet eenigszins anders gebouwd
zijn dan een visueel, omdat het laatste de gele, het eerste de
violette stralen zoo goed mogelijk in één punt vereenigen
moet; dit bereikt men bijna altijd door de lenzen anders te
construeeren en ze tot een afzonderlijk z.g. „fotografischquot;
objectief samen te voegen, en men kan dan pok als regel
zeggen dat een fotografische kijker een onbruikbaar visueel-,
en een visueele kijker een onbruikbaar fotografisch beeld
geeft. Men kan dit euvel o. a. op de drie volgende manieren
verhelpen. De eerste bestaat hierin dat men bij den visueelen
kijker een losse „correctielensquot; heeft en deze vóór het objec-
tief plaatst zoodra men van de visueele waarneming op de
fotografische overgaat. Volgens de tweede methode maakt
men de buitenste lens van bijzonderen vorm en bewegelijk;
in den eenen stand vormt zij dan met de binnenste lens een

Visueel objectief, keert men ze echter om en verschuift
ze een weinig in de richting der kijkeras, dan vormt ze met
de binnenste lens een/otogra/zscA objectief. De derde methode
eindelijk bestaat in het maken van een drielenzig objectief,
dat alle stralen nagenoeg in hetzelfde brandpunt vereenigt.
Dit is echter tot dusverre slechts voor kleine objectieven
eenigszins gelukt; de prisma-camera der Nederlandsche
Eclipscommissie (zie bldz. 142) is o. a. van een dergelijke
,,foto-visueele lensquot; voorzien.

Nagenoeg algemeen echter werkt men niet met deze
correctiemiddelen en doet geen fotografische waarnemingen
met visueele kijkers.

De fotografische kijkers zijn in twee groote groepen te
verdeelèn, n.1. a. die welke gegevens moeten leveren
voor nauwkeurige plaatsbepalingen van sterren a. a., en
igt;. die welke slechts afbeeldingen moeten geven van hemel-
lichten (kometen, nevels) of hemelverschijnselen (melkweg,
meteoren, zodiakaallicht). Een derde groep, die wij onder
c. zullen behandelen, kan, mits met de uiterste zorg samen-
gesteld, zoowel het werk van groep a. als dat van groep b.
op zich nemen.

a. Een fotografische refractor voor metingen (uitmeten
Van onderlinge afstanden op de fotografische plaat als grond-
slag voor het berekenen van hunne bewegingen en hunne
afstanden tot de zon, enz.) moet een onwrikbaar vaste
opstelling, een betrekkelijk grooten brandpuntsafstand en
een uitstekend geregeld drijfwerk bezitten. Een groote

brandpuntsafstand is noodig om te maken dat een kleine
boógafstand aan de sfeer door een eenigszins behoorlijken
lengte-afstand op de plaat wordt voorgesteld. In Fig. 49
stelt L het objectief, V het brandvlak van deu kijker voor.
M B is dus de brandpuntsafstand /. Wanneer twee sterren
Sj^ en Sg dicht bij elkaar aan den hemel staan, bijv. op
een afstand van i\', dan komen hunne beelden in B^
en B3 dicht bijeen op de fotografische plaat te liggen.
Nu is hoek Bj^ M Bg = i\' en de lengte-afstand B^ Bg is dus
uit dezen hoek en / gemakkelijk te berekenen. Hoe grooter
/, des te grooter B^ Bg. Om later te bespreken redenen

voor de verhouding van de middellijn van het objectief tot
den brandpuntsafstand, en daar d niet onbegrensd te ver-
grooten is, kan men dit dus / ook niet. Bij fotografische
meet-refractors wordt veelal f ~ 10 d genomen; bij visueele
kijkers is deze factor meestal grooter, n.1. 15 tot 20

De kijker moet een uitmuntend geregeld drijfwerk be-
zitten, dat hem bij lange exposities zoo nauwkeurig mogelijk
de schijnbare hemeldraaiing kan laten volgen, waardoor
de lichtindruk van een ster desnoods uren achtereen zuiver
op hetzelfde punt van de fotografische plaat gevestigd blijft.
De beelden worden dan (met inachtneming van de later
te noemen voorzorgen) kleine cirkelvormige schijfjes en
het meten van de plaats hunner middelpunten zeer nauw-
keurig. Hoe goed echter het drijfwerk geregeld is, toch kan
men lange exposities niet automatisch doen plaats hebben.
Het drijfwerk compenseert n.1. een regelmatige hemel-
draaiing en houdt geen rekening met de onregelmatigheden
der refractie en de fouten van de opstelling; men is daar-
om genoodzaakt dit zelf te doen en te zorgen dat het licht
eener ster dezelfde plek der plaat blijft treffen, ook al ontrukt
de ster zich na enkele uren tengevolge dei refractie zeer

1) De Leidsche en Utrechtsche refractors hebben gelijke d, maar ver-
schillende /; voor den eersten is / = 15 d, voor den tweeden / = 12.3 d.

merkbaar aan de regelmatige hemeldraaiing. Naar het voor-
beeld van Henry te Parijs bouwt men terwille van dit z.g.
„volgen,quot; een fotografischen kijker als ,,d ub b e 1 r e f r a c-
tor,quot; d.w.z. men vereenigt een fotografischen kijker en
een ongeveer even grooten visueelen kijker zoo stevig moge-
lijkin één vatting (Fig. 39 en 50) en zóó dat de assen der kijkers
zuiver evenwijdig loopen. Men voorkomt door deze koppe-
ling dat de beide kijkers ongelijk doorbuigen, waardoor een
correctie aan den volgkijker een ander effect heeft op den
fotografischen kijker. Vroeger ,,volgdequot; men veelal aan een
naast den grooten kijker bevestigden kleinen kijker, een z.g.
nZoeker,quot; zooals ook visueele refractors hebben, een
kijker met groot veld en zwakke vergrooting; deze heeft
echter een andere doorbuiging en geeft door zijn veel kleinere
/ een onvoldoende lineaire verplaatsing in het brandvlak
Waaronder de resultaten noodzakelijk moesten lijden.

Het ,,volgenquot; moet aan groote kijkers met veel zorg ge-
schieden; men stelt in den volgkijker de ster die ongeveer
op het midden der plaat moet worden afgebeeld, op het kruis-
punt van twee in het brandvlak gespannen fijne draden en
neemt de knoppen der stangen in handen, waarmede
nien door middel van fijne raderen aan de beweging van
den kijker kleine correcties in uurhoek en declinatie kan
geven. Bemerkt men een verplaatsing van de ster ten
opzichte van het dradenkruis, dan wordt met deze correctie-
schroeven de kijker zooveel bewogen dat de ster weder zuiver
op het kruispunt staat. Het vereischt daarbij eenige oefening
om snel te kunnen beoordeelen aan welken invloed de ver-
plaatsing der ster te wijten is; is ze een gevolg van de onrustig-
heid der lucht, dan behoeft natuurlijk geen correctie te
■Worden aangebracht.

Een paar getallen mogen ten slotte de vereischte nauw-
keurigheid bij deze fotografische opnamen kenschetsen.
Een fotografische refractor van c? = 34 cm. en ƒ = 340 cm.
levert een opname waarop i\' aan de sfeer door i mm.
vvordt afgebeeld i), en waarop de zwakste sterren, die moeten

worden uitgemeten, een schijfje vertoonen van ongeveer 3quot;
middellijn, dat, wil het voor zeer nauwkeurige meting
geschikt blijven, geen grootere vervorming mag ondergaan
dan Daar i\' = i mm. is, beteekent deze eisch dat het
beeld der ster op de plaat geen eenigszins blijvende ver-
plaatsing mag ondergaan grooter dan ^/g^ mm. d. i. 0.017
mm.!

h. De fotografische meet-refractor kan slechts een zeer
klein deel van den hemel gelijktijdig in beeld brengen; het
„veldquot; is klein en het deel daarvan, waarin de metingen
groote nauwkeurigheid hebben, is nog kleiner. Bovendien
is de lichtsterkte wel groot voor sterren en planeten, maar
niet voor lichtzwakke oppervlakken van grootere uitge-
breidheid als nevelvlekken, kometenstaarten e. d. De ver-
klaring hiervan is (als men alleen geometrische beschouwin-
gen laat gelden) de volgende: voor sterren is de lichtsterkte
alleen evenredig met de grootte van het objectief, d. i.
met d^. Een kijker met d = 10 is viermaal lichtsterker dan
een kijker met d = 5, hetgeen beteekent dat men dezelfde
sterren er mede kan fotografeeren in viermaal korter tijd.
Voor oppervlakken speelt, behalve d, ook / een rol. Twee-
maal grootere / beteekent immers een viermaal grootere
afbeelding op de plaat, d. w. z. viermaal minder licht per
eenheid van oppervlak; de lichtsterkte is dus niet alleen even-
redig met d^ maar tevens omgekeerd evenredig met
Wanneer men dus twee kijkers van 15 cm. objectief heeft,
de eene met een brandpuntsafstand van 225 cm., de andere
met een van 90 cm., dan is voor zoover het het afbeelden van
sterren betreft, de lichtsterkte van beide theoretisch (de
practische resultaten zijn eenigszins afwijkend) dezelfde, maar
voor het afbeelden van oppervlakken is de korte kijker met

1) Met een kijker als de op bldz. 159 beschouwde, verkrijgt men met een
belichtingstijd van ongeveer 0.5 sec. alle sterren die voor het bloote oog
zichtbaar zijn.

naar evenredigheid -korter worden genomen. Zoo heeft,
om een greep uit tallooze voorbeelden te doen. Wolf te
Heidelberg de nevels, waarin de Pleiaden-sterren gehuld
zijn, met een korten kijker van 6 cm. objectief in den tijd
van I uur even duidelijk op de fotografische plaat kunnen
afbeelden als Henry te Parijs het gedaan had met een langen
kijker van 34 cm. objectief na ettelijke uren belichting.

Dit is een niet te onderschatten voordeel; de objectieven
kunnen kleiner genomen worden, de kijkers worden vele
ttialen goedkooper en handelbaarder en vereischen geen
grooten, kostbaren koepelbouw. Met een korten brandpunts-
afstand echter is met de gebruikelijke twee-lenzige objec-
tieven geen groot gezichtsveld te verkrijgen; men construeert
daartoe drie- of vierlenzige objectieven, die velden geven tot
200 vierkante graden toe, terwijl voor den fotografischen
refractor een veld van 4 vierkante graden uitzondering is.

Zoo ontstaan de ■ kleine, eenigszins wanstaltige fotogra-
fische kijkers van den tegenwoordigen tijd, waarvan Fig 50

een kenschetsend voorbeeld is; de verhouding-- wordt daar-
bij soms = ^/g genomen.

Aan het plaatsen van de fotografische plaat in het brand-
vlak van den kijker, moet het zoeken van dat vlak, het z. g.
,)Scherpstellenquot; (focusseeren) voorafgaan. Dit geschiedt
proefondervindelijk; men brengt het drijfwerk van den kijker
niet in werking, waardoor de sterren streepjes trekken op
de plaat en exposeert verscheidene malen achtereen met
Verschillende standen van de camera-buis. Ruwweg heeft
men zich reeds visueel met behulp van een blauw glas over-
tuigd hoe de stelling der plaat ongeveer zijn moet; men wisselt
de zoo verkregen stelling telkens bijv, met 2 mm., beoordeelt
de scherpte der getrokken sterresporen, en ontleent daaraan
een verbeterde scherpstelling; deze wisselt men wederom,
thans telkens bijv. met 0.2 mm. en verkrijgt zóó de focus-
seering voldoende nauwkeurig.

c. Een derde soort van fotografische kijkers zijn de reeds
op bldz. 131 genoemde spiegeltelescopen. Deze hebben,
zooals daar gezegd is, het voordeel van volkomen achro-
masie (zij vereenigen de verschillende golflengten zuiver in

zij zich ook voor de afbeelding van lichtzwakke oppervlakken
leenen, maar zij hebben een klein veld. Wij zagen op bldz. 133
hoe jaren lang de moeilijkheden der opstelling belemmerend
gewerkt hebben op de krachtige ontwikkeling van deze
instrumenten; daarom mogen aan het slot van dit hoofd-
stuk enkele bijzonderheden vermeld worden aangaande
den bouw van den grooten spiegeltelescoop van het „Mount
Wilson Solar Observatory.quot; Deze merkwaardige inrichting,
waarheen de astronomen van onzen tijd als om strijd een
bedevaartgang ondernemen, ligt in het Zuiden van Cali-
fornië, 45 KM. van de kust, op een hoogte van 1800 M.,
nabij de steden Los Angeles en Pasadena. Aan de meteoro-
logische eischen is nagenoeg volkomen voldaan; de hellingen
van den berg zijn met bosschen begroeid, die een natuurlijke
bescherming tegen de zonnewarmte vormen; de nevels uit
zee en de lagere wolken blijven als regel onder het niveau
der sterrenwacht en de lucht is er behalve zeer doorzichtig,
ook langen tijd achtereen helder met nagenoeg onverander-
lijken barometerstand en weinig wind. Deze voordeelen zijn
in getallen uitgedrukt nog sprekender : in den zomer van
1907 was het 112 dagen achtereen helder en in 3quot;.8 ver-
kreeg men er eene fotografische opname der Pleiaden, in
details gelijk aan die, voor welke men aan de zooveel lager
gelegen Yerkes-sterrenwacht met hetzelfde instrument een
belichtingstijd van 9quot;.8 noodig had.

Het was in de aan het Mount Wilson Observatorium
verbonden ,,optical shopquot; dat Ritchey in 1905 de eerste hand
legde aan den grooten spiegel van 1.52 Meter (60 inches)
middellijn, die in 1907 voltooid werd en waarvan Fig. 51
een afbeelding geeft in nog vlakken toestand. Hij is ver-
vaardigd van 20 cm. dik spiegelglas uit de werkplaatsen van

St. Gobain (Noord-Frankrijk); dit glas moet een zeer regel-
niatige structuur hebben en zorgvuldig gehard kunnen worden.

Voor- en achterzijde worden gepolijst en verzilverd. Het
nioeilijkste werk is echter het uithollen naar het beloop eener,

om hare as gewentelde, parabool, den eenigen vorm waarbij
al het opgevangen licht na terugkaatsing werkelijk in één
punt vereenigd wordt. Daartoe is de voorzijde eerst geslepen
naar het beloop van een bol met een straal van 17 meter,
waarbij alle mogelijke voorzorgen genomen zijn om het
krassen van het glas door stofdeeltjes a. a. tegen te gaan.
Het aldus verkregen bolvormig beloop wordt a. h. w.
„gecorrigeerdquot; tot een parabolisch beloop. Men kan zich
van den aard van dit werk een denkbeeld vormen,
als men weet dat het hoogste bedrag van deze correctie
0.05 mm., en voor alle zonae verschillend is. Ettelijke
maanden waren met deze bewerking gemoeid en de spiegel
werd eerst afgeleverd toen er nergens eene afwijking van den
juisten vorm te constateeren viel grooter dan 0.00005 mm.!

Toen deze spiegel in December 1908 werd opgesteld in
een expres daartoe ontworpen, zeer solide stalen kijker-
geraamte waarin hij niet verbuigen, verschuiven of hellen
kan en dat zoo zuiver mogelijk bewogen kan worden door
een drijfwerk, welks beweging door middel van een zorg-
vuldig bewerkt wormrad van 3 meter middellijn wordt over-
gebracht, bleek hij geen onveranderlijk scherpe beelden te
geven, quot;indien de temperatuur der naaste omgeving eene
dagelijksche schommeling van meer dan 2° Fahr, vertoonde.
Daar in Juni 1909 de kijker aan dagelijksche temperatuur-
wisselingen van 20° Fahr, blootstond, welke 0. a. door hun
invloed op de stalen buizen den brandpuntsafstand met een
bedrag van i mm. deden wisselen, kon derhalve aan fijner
werk met dezen nieuwen kijker niet gedacht worden, voor-
dat men er in geslaagd zou zijn hem in een omgeving van
nagenoeg standvastige temperatuur te houden. Een tegen
de zonnewarmte beschuttend scherm van dik zeildoek bracht
in de volgende maand de temperatuurswisselingen en daar-
mede het veranderen van den brandpuntsafstand tot de helft
van hun bedrag terug. Verschillende proeven, voornamelijk
bestaande in het omgeven van het spiegelgedeelte van den
kijker met een mantel, waarin water circuleerde dat gehouden
werd op de te verwachten avond-temperatuur der lucht.

FIG 52. PLAATHOUDER VAN DEN SPIEGELTELESCOOP VAN 60 INCHES
VAN HET MOUNT WILSON OBSERVATORIUM.

mislukten, doordat de omstandigheid, dat deze mantel
niet den geheelen spiegel symmetrisch kon omsluiten groot
gevaar voor zijn vervorming door temperatuurs-ongelijkheid
medebracht. Daarom wordt nu, na afloop van het nachtelijk
werk de geheele kijker gepakt in een verplaatsbare recht-
hoekige kamer met geïsoleerde wanden. De vloer van deze
kamer bestaat uit 5 cm. dikke matten welke den kijker-
voet nauw omsluiten, en alle wanden uit lappen zeildoek,
waartusschen vier lagen wol gestikt zijn. Dank zij deze
eenvoudige, zeer doelmatige verpakking variëerde m Augustus
en September de dagelijksche temperatuur niet meer dan
4° Fahr en de brandpuntsafstand niet meer dan 0.2 mm.,
hetgeen wel is waar voor lange belichtingen nog te veel is,
maar waarvan de nadeelige invloed door af en toe opnieuw
scherp te stellen ontgaan kan worden.

Het door den grooten spiegel teruggekaatste licht word
door een tweeden kleineren spiegel opgevangen die het
zijdelings terugkaatst, zoodat het beeld gevormd wordt
aan den zijkant van het stalen geraamte, ongeveer op de
halve lengte. Daar bevindt zich dus ook de plaathouder
(Fig 52). Hij was aanvankelijk ingericht voor platen van
16 X 22 cm., thans echter voor kleinere n. 1. 9 X ? cm.
Hierdoor komt het oculair, waardoor men „volgtquot; dichter
bij het midden van de plaat, waardoor eventuëele correcties
zuiverder zijn aan te brengen. Men heeft nu verkregen, dat
zelfs bij exposities van 11 uur de beelden der sterren vol-
komen rond zijn, hetgeen zooals wij zagen voor nauwkeurige
metingen onontbeerlijk is. Om rekening te houden met de
veranderlijkheid van den brandpuntsafstand is men gewoon
in den voor-nacht elke 25 ä 30, in den na-nacht elke 40 a 45
minuten opnieuw scherp te stellen, waarvoor natuurlijk
de plaat even verwijderd moet worden. Men kan zoo-
doende een plaat nachten achtereen belichten en geen
grootere fout in de scherpstelling maken dan 0.03 tot

De hier beschreven spiegel van 1.52 M. zal met lang het
record meer houden, want, aangemoedigd door de daarmede

verkregen goede uitkomsten is Ritchey aan het werk getogen
om een spiegel van 2.54 M. (100 inches) middellijn en 60 cm.
dikte te bewerken en deze nadert snel zijn voltooiing. Mr.
John D. Hooker te Los Angeles heeft, in rechtmatige be-
wondering voor den schoonen arbeid op Mount Wilson
verricht, meer dan 100.000 gulden voor dezen kijker
waarin de beelden 10 maal lichtsterker zullen zijn dan in
den grooten Yerkes-refractor, beschikbaar gesteld. Hij is

ontworpen voornamelijk met het doel de spectra van zeer
zwakke sterren te fotografeeren, bijdragen te verzamelen
tot het probleem der sterren-temperaturen en uitgebreide
gegevens te verkrijgen omtrent den bouw van (voornamelijk
lichtzwakke) nevelvlekken.

een model van dien van 100 inches. Men herkent aan den
laatsten de op bldz. 129 beschreven Engelsche opstelling en
kan zich door de op gelijke schaal gemodelleerde stoel,
een denkbeeld vormen van de afmetingen van dezen groot-
sten aller reflectoren.

|E gemiddelde afstand van de aarde tot de
zon is als de meest natuurlijke lengte-eenhéid
in de sterrenkunde ingevoerd. Ware men in
staat om een veel grooteren afstand, bijv.
dien eener ster, zoowel direct in kilometers
alsquot;inquot;z\'ijn\'\'verhouding tot den afstand aarde-zon te meten,
dan zou deze laatste veel kleinere afstand met groote nauw-
keurigheid daaruit volgen en als astronomische lengte-
eenheid grootere waarde hebben. Dit is natuurlijk, daar wij
als eenig uitgangspunt de afmetingen der aarde bezitten,
onbereikbaar en zoo is men genoodzaakt de lengte-eenheid
af te leiden uit planetaire afstanden, die betrekkelijk weinig
grooter zijn dan haar eigen bedrag. Zij volgt daaruit dan
ook met minder groote nauwkeurigheid, hetgeen zich, wanneer
men nu omgekeerd van het kleine in het groote werkt,
wreken gaat in de nauwkeurigheid waarmede ons de af-
standen der sterren bekend zijn.

De interplanetaire methoden zijn te danken aan de 3
Wet van Kepler, die zooals wij op bldz. 80 zagen, verband
legt tusschen de afstanden en de omloopstijden der planeten.
Kent men de omloopstijden, en deze zijn met groote nauw-
keurigheid uit waarnemingen te vinden, dan kent men dus
ook de verhoudingen der gemiddelde afstanden tot de zon.
Daarmede is dan, om een oud beeld te gebruiken, een kaart
van het zonnestelsel te ontwerpen, waarin alle afmetingen

correct zijn, maar waarvan de schaal onbekend is. De directe
metmg van één willekeurigen afstand maakt echter die
schaal bekend d. w. z. doet eiken anderen afstand kennen.
De eenige leden van het zonnestelsel, die zich leenen voor
een directe meting van hun afstand, zijn de planeten Yenus
en Mars, benevens de planetoïden, en de verschillende
methoden die daarvoor gebruikt zijn en zullen worden,
zu len WIJ in de volgende regels eenigszins uitvoerig nagaan.

Vooraf ga de opmerking dat het gebruikelijk is in de
sterrenkunde te spreken van het meten van een afstand
dus van een lengte, waar het eigenlijk het meten van een
hoek betreft; voor de leden van het zonnestelsel is dit de
hoek waaronder van uit hun middelpunt de aequator-
straal der aarde wordt gezien. Hij heet de „paral-
1 a X 1 squot; van het hemellicht. Dat men een eigenlijke lengte-
meting m de ruimte niet kan verrichten, ligt zóó voor de
hand, dat de woorden parallaxis en afstand door elkaar
gebruikt worden, en men bijv. de directe meting van de
parallaxis van Mars ook de directe meting van den afstand
van Mars mag noemen, ofschoon deze laatste indirect (immers
via den bekenden straal der aarde) uit de eerste wordt af-
geleid.

De parallaxis der zon is een zeer kleine grootheid, de
hoek waaronder men op een afstand van 350 meter een
dubbeltje zou zien, en deze hoek wenscht men te kennen
ongeveer tot op één duizendste van zijn bedrag nauwkeurig!
Men vindt dezen hoek aan de sfeer terug in een gering
plaatsverschil der zon voor twee bewoners der aarde die
resp. zonsopkomst!) en zonculminatie hebben, maar dit
verschil is niet direct te meten omdat de steeds onrustige
randen der zon, vooral als zij dicht bij den horizon staat,
volkomen ongeschikt voor metingen zijn. Men is daarom
aangewezen op het meten der parallaxis van andere leden
van het zonnestelsel, waarbij zich dit euvel niet voordoet
maar ook onder hen is de keuze beperkt, doordat de meeste
buitenplaneten zelfs in oppositie, een zeer veel kleinere
of zonsondergang.

parallaxis hebben dan de zon, en de nauwkeurigheid der
metingen met het bedrag van den te meten hoek kleiner wordt.

Het maximale bedrag van de parallaxis der planeten is
in het volgende overzicht aangegeven.

Venus en Mars komen dus, daar de parallaxis der zon 8.quot;8
bedraagt, allereerst in aanmerking. Op tweeërlei wijze kan
van een hemellicht de verplaatsing aan de sfeer als gevolg
der parallaxis (verschilzicht) gemeten worden: 1°. door op
twee waarnemingsplaatsen die veel in breedte verschillen de
declinatie der planeet met een meridiaancirkel nauwkeurig
te bepalen; 2°. door op één waarnemingsplaats, op tijdstippen
die zoover mogelijk uiteen liggen, met een parallactischen
kijker den schijnbaren afstand der planeet tot de haar om-
ringende sterren uit te meten. De eerste methode is zoowel op
Mars als op Venus toegepast, op Mars reeds in 1680, waarbij
het bleek dat de parallaxis der zon zeker kleiner is dan 10quot;,
op Venus in 1850, zonder bevredigende uitkomst. De
methode, veel nauwkeuriger dan de is in 1877 door Gill
op Mars toegepast; terwijl bij de i®« methode verschillende
instrumenten en verschillende waarnemers moeten sanien-
Werken, wordt bij de al het waarnemingswerk verricht
door denzelfden persoon met hetzelfde instrument. De aswen-
teling der aarde veroorzaakt nu de parallactische verplaatsing,
terwijl dit bij de i®^® methode door den afstand der waar-
nemers geschiedt. Gill vond voor de parallaxis 8^.78.

Op Venus en Mercurius is de methode niet toe te passen
daar de haar omringende sterren niet zichtbaar -zijn. Op
gezette tijden ziet men ze echter (verg. bldz. 89) in beneden-
conjunctie geprojecteerd tegen de schijf der zon en dan levert
hun ,,0 V e r g a n g,quot; hetzij nadat men op twee waarnemings-
plaatsen die veel in breedte verschillen de doorioopen koorden
gemeten heeft, hetzij nadat men op twee nagenoeg aequato-
riale stations, die veel in lengte verschillen, één of meer

contacttijden heeft bepaald, gegevens waaruit de parallaxis
der zon kan worden afgeleid. De waarnemingen zijn echter
moeilijk en ondervinden bovendien een nadeeligen invloed
van den dampkring van Venus en van een buigingsver^hijnsel

van het licht, dat oorzaak is dat de aanraking der randen
van Venus en van de zon niet als die van twee zuivere
cirkels kan worden waargenomen; er vormt zich (Fig. 55)
even vóór en na de aanraking een donkere overbrugging,
algemeen onder de benaming „black dropquot; bekend, die
ook als men het verschijnsel fotografeert, aanwezig is.

de 20®\'® eeuw bijv. ten getale van 12; de schijf dezer planeet
is echter zóó klein en ondergaat bij projectie tegen de heldere
zonneschijf door „irradiatiequot; een zoo groote schijnbare
verandering, dat de contacttijden niet anders dan zeer
oppervlakkig bepaald kunnen worden, zoodat dit hemel-
licht voor de bepaling van de astronomische lengte-eenheid
geen bijdrage leveren kan.

De overgangen van Venus komen zeer zelden voor;
well is van hare] baan de helling op de ecliptica veel

kleiner dan voor Mercurius, maar zij staat in benedencon-
junctie zooveel dichter bij ons, dat de lijn Aarde-Venus
veel grooter kans heeft de zonneschijf niet te treffen. Om
bet verschijnsel van een overgang te vertoonen, moet de
planeet zich in hare benedenconjunctie tevens bevinden
nabij de snijlijn van haar baanvlak met de ecliptica (Zie
Fig. 56). Deze lijn heet de knoopenlijn, de punten waar
zij de Venusbaan ontmoet, heeten de „knoopenquot; van die
baan. Indien Venus zich in benedenconjunctie in den knoop
bevindt, ziet de aarde haar een middellijn over de schijf
der zon doorloopen; bevindt zij zich zeer nabij den knoop dan

beschrijft zij schijnbaar een koorde van de zonneschijf*.
Dit kan zich voor denzelfden knoop na 8 jaar herhalen,
omdat in dat tijdsverloop Venus 5 synodische omloopen
heeft volbracht, waardoor zij weder in benedenconjunctie

5 X 584 = 2920 dagen = 8 jaar.
13 X 224.7 = 2921 dagen
De producten zijn niet precies gelijk, waardoor de plaatsen
der zonneschijf waar de koorde getrokken wordt verder
uiteen liggen dan de straal der schijf. (Zie Fig. 57 ). Had

dus Vmusbij den i®\'®quot; overgang een middellijn beschreven,
dan zou de overgang niet plaats hebben; dit is echter
zoolang de Venixsovergangen zijn waargenomen nog met ge-
beurd, altijd zijn zij paarsgewijze opgetreden, bijv.m December

De eerstvolgende kans op een herhaling der omstandigheden
wordt nu geloopen bij den anderen knoop, maar daar zijn
vele jaren mede gemoeid; eerst na gemiddeld 121.5 jaar
zijn een geheel aantal synodische omloopen gelijk aan een
geheel aantal halve siderische omloopen. Wij moeten daarbij
de omloopstijden iets nauwkeuriger nemen en vinden dan:
76 X 583-923 = 44378-15 dagen = 121.5 jaar.

395 X 112.350 = 44378-25 dagen.
Ook bij dezen knoop treden zij dan paarsgewijze met een
tusschenruimte van 8 jaar op en weder na 121.5 jaar herhaalt
het verschijnsel zich bij den eerstbeschouwden knoop.

Nu is echter de baan van Venus geen cirkel, maar een
ellips, en haar snelheid krachtens de wet van Kepler
veranderlijk; zij legt dus den afstand tusschen de knoopen
niet precies in een halven siderischen omloop af. De twee
bovengenoemde gemiddelden van 121.5 jaar worden daar-
door resp. 8 jaar korter en 8 jaar langer en de volledige
lijst der Venu?overgangen ziet er als volgt uit:

Wij zien hieruit dat het eerstkomende paar nog 91 jaar
op zich laat wachten en daar de resultaten der laatst waar-
genomen Vmusovergangen niet aan de verwachtingen
hebben beantwoord en slechts historische waarde hebben,
zullen wij bij deze methode voor de afleiding van de astrono-
mische lengte-eenheid niet langer blijven stilstaan.

heeft Gill met succes van den op bldz. 126 beschreven
heliometer gebruik gemaakt; de methode heeft echter het
nadeel dat men niet den afstand eener ster tot het middelpunt
van Mars kan meten, maar aangewezen is op metingen tot
de randen der schijf, om van deze via de afzonderlijk gemeten
middellijn en de belichtingsfase op het middelpunt over te
gaan. Schuilt hierin reeds eenige onzekerheid, de practische
waarneming van het in contact brengen van een lichtend
punt {Ae ster) met den rand van eene sterk getinte opper-
vlakte, brengt nog grootere bezwaren mede. Zoo is Gill er
toe gekomen de planeet Mars als waarnemingsobject te
vervangen door een of meer der planetoïden; men krijgt
dan wel is waar een véel kleinere parallaxis te meten maar,
daar de planetoïden geen schijf vertoonen, heeft men uit-
sluitend met puntvormige lichtbronnen te maken. De methode
blijft overigens dezelfde.

Gill benutte de oppositie der planetoïde \'iris in 1888 en de
opposities van Victoria en Sappho in 1889. Verscheidene
sterrenwachten namen aan de waarnemingen zelfstandig
deel en niet minder dan 21 sterrenwachten zorgden voor de
juiste plaatsbepaling van de sterren, in welker nabijheid deze
planetoïden zich zouden bevinden. De uitkomst werd in
1897 bekend gemaakt: par. = 8\'\'\'.8o2. Grootere nauwkeurig-
heid was met de beschikbare middelen niet te bereiken; in den
3den decimaal bestaat nog een groote onzekerheid en daarmede
kleeft de astronomische lengte-eenheid een onzekerheid aan
van meer dan 100.000 KM. Eerst wanneer zich bij het voor-
deel van een puntvormige lichtbron, dat van een A:/einenafstand,
bijv. even klein afê die van Mars, zou voegen, zou de mogelijk-
heid bestaan het gezochte bedrag met grootere nauwkeurig-
heid vast te stellen. Werkelijk werd dit voordeel in 1898
bereikt, toen Witt te Berlijn en Charlois te Nice, nagenoeg
gelijktijdig fotografisch zoekende naar een sinds 1889 aan
de waarneming ontsnapte planetoïde, een bijzonder lang
streepje i) op de fotografische plaat ontdekten, dat zooals de

berekening leerde door een zeer dicht bij de aarde staande
planetoïde getrokken moest zijn. De berekening van de
elementen der loopbaan gaf een uitkomst die de verwachtingen
ten dezen nog overtrof; een deel van deze loopbaan bleek

binnen de Marsbaan te liggen! Fig. 58 geeft de onderlinge
ligging der banen van de aarde, van Mars, en van de nieuw
ontdekte planetoïde, die Eros geheeten werd. De waarde
quot;^an deze ontdekking voor het vraagstuk van de bepaling der
Sterrenkunde. 13

astronomische lengte-eenheid moge blijken uit het feit,
dat in de gunstigste omstandigheden de afstand van Eros
0.15 eenheden (aardbaanstralen) bedraagt, terwijl hij voor
de planetoïden Iris, Victoria en Sappho 0.83 eenheden was-
Dat deze planetoïde niet eerder ontdekt is geworden, ter-
wijl ze zelfs, zij het dan ook gedurende zeer korten tijd,
voor het bloote oog zichtbaar kan worden, vindt waar-
schijnlijk zijn oorzaak in de snelle beweging, waardoor ze
slechts korten tijd vertoefde in de onmiddellijke nabijheid
van de ecliptica, d. w. z. in de smalle hemelzone waar foto-
grafisch naar nieuwe planeetjes gezocht wordt. Hare ont-
dekking bewees de groote waarde van het z. g. ,,fotografisch
museumquot; der Harvard Sterrenwacht te Cambridge (Mass-
U. S. A.). Daar wordt sedert jaren elke maand de geheele
hemel fotografisch in beeld gebracht, niet met de bedoeling
de platen voor nauwkeurige plaatsbepalingen te gebruiken,
maar om ze te bewaren als de bladen van een soort hemel-
dagboek. De duizenden platen worden zonder grondig onder-
zoek (hiervoor ontbreken èn tijd èn arbeidskrachten)
systematisch geordend en opgeborgen. Bij elk onverwacht
hemelverschijnsel echter, het oplichten van een nieuwe ster,
de ontdekking van een komeet of van een belangwekkende
planetoïde, wordt het hemel-dagboek der Harvard Sterren-
wacht doorgebladerd om van dit hemelverschijnsel méér
en vooral vroegere gegevens te verkrijgen. Zoo geschiedde
het ook na de ontdekking van Eros; na lang zoeken werd het
spoor dezer planetoïde teruggevonden op platen van 1894
en 1896 en daardoor was een zeer zuivere baanberekening^
onmiddellijk mogelijk.

De opposities van Eros zijn lang niet alle even gunstig;
de gunstigste omstandigheid doet zich voor wanneer de
planeet zich behalve zoo dicht mogelijk bij de aarde ook
zoo dicht mogelijk bij de zon d.w.z. in haar perihelium
bevindt. De gunstigste oppositie (zie Fig. 58) is dus die
waarbij de aarde een lengte heeft gelijk aan die van het peri-
helium der amp;os-baan = 122° 17\'. De aarde verkrijgt deze
ongeveer 22 Januari van elk jaar en de gunstigste oppositie

heeft dus plaats in die jaren, waarin Eros ongeveer 22
Januari haar perihelium bereikt. De oppositie van 1894
was zeer gunstig en ook die van 1917 en 1924 zullen zeer
gunstig zijn; die van 1900 viel op 30 October maar daar de
oppositie van 1894 verloren gegaan was, kon begrijpelijker-
wijze die van 1901, al was ze dan ook zooveel minder gunstig,
niet onbenut blijven. Een te Parijs tijdig byeengekomen
Congres besloot het vraagstuk der parallaxis-bepahng van
Eros zoowel visueel als fotografisch krachtig aan te vatten,
waarna 58 sterrenwachten, toegerust met zeer goede be-
paaldelijk daarvoor aangewezen instrumenten, aan de onder-
neming hebben deelgenomen. Zoolang de resultaten van
dezen £ros-arbeid niet verwerkt waren, zou voor de astrono-
mische lengte-eenheid 8.quot;8o internationaal worden aange-
nomen. Zij komt overeen met een afstand van 149-47 miUioen
KM.; deze verandert met een bedrag van ongeveer 170.000
KM.\'bij een verandering der parallaxis van o.quot;oi.

De zoo grootscheeps opgezette waarnemingen van Eros
in 1901 hebben niet ten volle geleverd wat men er van ver-
Wachttequot; de fotografische methoden brengen tal van onver-
wachte stelselmatige fouten met zich, die voor elke sterren-
wacht anders zijn, terwijl bovendien tal van andere fouten,
van onbekenden oorsprong, samenwerken om de waarde van
een definitief resultaat, verkregen uit een zoo grooten coöpe-
ratieven arbeid, merkbaar te verkleinen. Bovendien kan men,
gedwongen door de gesteldheid der lucht, de waarnemingen
niet altijd verrichten zooals de theorie het eischt; ze kunnen
bijv. niet symmetrisch zijn t. o. v. den meridiaan en het is
gebleken dat de daardoor ontstane fouten niet door het ver-
Werken van een zeer groot waarnemingsmateriaal onschadelijk

De eerste voorloopige uitkomst van het werk van 7
sterrenwachten, die 249 platen geleverd hadden, werd door
Hinks (Cambridge, Engeland) in 1904 bekend gemaakt.

platen en\'\'de verlangde nauwkeurigheid een goed denkbeeld
vormen als men verneemt dat de geheele parallactische ver-
schuiving van Eros zich op de platen afspeelt binnenbeen
cirkeltje van i mm. middellijn en dat men ze daarin meten
moet met een nauwkeurigheid van i op loool

De tweede voorloopige uitkomst van het werk van ettelijke
sterrenwachten, eveneens door Hinks bekend gemaakt, was:
par: = 8.\'\'\'8o6 met een onzekerheid van o/\'\'oo4.
En ten slotte de einduitkomst, welke echter nog niet als
volkomen definitief te beschouwen is

par: = 8.\'\'\'8o7 met een onzekerheid van o.quot;oo27.
Met al het ingespannen werk en ondanks alle gedane
moeite is men derhalve van den decimaal nog volkomen
onzeker, maar daartegenover staat dat de oppositie van.
1901 zooveel geleerd ^heeft, zoowel op het theoretische als
op het practische gebied der hemelfotografie, en de waarne-
mers daarbij een zoo goede oefenschool hebben kunnen door-
loopen, dat noch de bestede tijd noch de genomen moeite als
nutteloos te beschouwen zijn. In 1924 zullen de pogingen
ongetwijfeld krachtiger en met gebruikmaking der opgedane
ondervinding over de geheele wereld worden voortgezet, tenzij
intusschen een planetoïde ontdekt mocht worden die nog
beter aan de gestelde eischen voldoet dan Eros. Dit is even-
wel niet waarschijnlijk; wel is in het najaar van 1911 de
sterrenkundige wereld in beroering gebracht door de ont-
dekking te Weenen (ditmaal visueel door Palisa) van een
planetoïde die de aarde eveneens zeer dicht (0.19 eenheden)
naderen kan, maar deze blijft ook in de gunstigste omstan-
digheden zeer veel zwakker dan E\'ros en leent zich daardoor

niet zoo goed als deze voor het bedoelde onderzoek. Toch
is ook dit een hoogst belangrijk hemellicht.

Al hebben wij dus in de planetoïden hemellichten die als
aangewezen zijn om het vraagstuk van de astronomische
lengte-eenheid tot een goede oplossing te brengen, ook
andere methoden kunnen daartoe een minstens even belang-
rijke bijdrage leveren. Vooreerst kan men uit de storingen
die de beweging der maan van de zon ondervindt, de ver-

houding berekenen van de afstanden zon—aarde en maan—
aarde, waarna, daar de laatste voldoende nauwkeurig bekend
is de eerste gevonden kan worden. Deze methode heeft het
voordeel dat nu geen hoeken van enkele boogseconden ge-
meten moeten worden, maar afwijkingen van 2\'; zij heeft
echter het nadeel dat de maan een zeer lastig hemellicht
voor metingen is. Toch geven verschillende waarnemmgs-
reeksen nauwkeurig dezelfde uitkomst, maar deze is, zonder
dat daarvan de oorzaak is na te gaan, iets kleiner dan de

Een tweede methode bestaat hierin dat men langs fysi-
schen weg zoo nauwkeurig mogelijk de snelheid van het
licht bepaalt en tevens den tijd berekent dien het zon-hcht
noodig heeft om de aarde te bereiken. De eerste dezer
grootheden, de lichtsnelheid, bedraagt 299860 KM., de
tweede, de z. g. „lichttijd,quot; bedraagt 498.7 seconden, en men
heeft deze beide getallen slechts met elkaar te vermenig-
vuldigen om den afstand zon-aarde te verkrijgen. Deze
waarde komt overeen met een parallaxis van 8. 80; daar
evenwel de eerste grootheid nog een onzekerheid van 30
KM. heeft, en de onzekerheid in het bedrag van den licht-
tijd percentsgewijze nog grooter is dan die in het bedrag
der lichtsnelheid, is men voorloopig ook door deze methode
niet volkomen zeker van den derden decimaal. Verbeterde
waarden voor Hchtsnelheid en lichttijd zullen dus dadelijk
tot een betere waarde voor de astronomische lengte-eenheid

Er zijn nog meer dergelijke theoretische methoden, die wij
echter buiten bespreking zullen laten om ten slotte alleen
nog te vermelden dat door Küstner te Bonn in 1904 pogingen
zijn aangewend om de zonneparallaxis uit spectrogrammen
af te leiden. De gedachtengang bij deze methode is de vol-
gende: de wiskundige uitdrukking voor de gemiddelde
snelheid der aarde in hare baan bevat de gevraagde parallaxis;
\' deze snelheid toch wordt gevonden door den omloopstijd
te deelen op den omtrek der aardbaan d.i. 2 jr maal den
gemiddelden afstand zon—aarde. Een onderzoek naar de

gemiddelde snelheid leert dus dezen gemiddelden afstand
kennen. Küstner heeft getracht dit doel te bereiken uiteen
nauwkeurige spectrografische bepaling van de snelheid der zeer
heldere ster Arcturus, die zich ook om technische redenen
daartoe goed leende. Hare radiale snelheid komt echter, daar ze
gemeten wordt ten opzichte van eene zich bewegende aarde,
eerst dan zuiver uit de rekening, indien de gemiddelde snel-
heid der aarde bekend is. Maar men kan ook de snelheid
der ster en die der aarde hei.de onbekend onderstellen en
door uitmeting van een zeer groot aantal spectrogrammen
en met bepaalde rekenmethoden beide snelheden gelijktijdig
met groote -nauwkeurigheid bepalen. Küstner vond op deze
wijze voor de gemiddelde snelheid der aarde 29.62 KM. en
hieruit par: == 8.\'\'\'84, een waarde die stellig te groot is, maar
daarbij moet men bedenken dat het hem uitsluitend te doen
was om de methode aan te geven en hij slechts over 18 goede
spectrogrammen beschikken kon. Het is niet onwaarschijnlijk
dat deze methode, welke oorspronkelijk door Gill is aan-
gegeven, mits toegepast aan grootere spectrografen dan die
te Bonn en op een veel grooter aantal spectrogrammen, ten
slotte tot een bevredigende uitkomst zal leiden.

Uit al het bovenstaande volgt intusschen, dat het belang-
rijke vraagstuk van de standaard-lengte van het Heelal
nog verre van opgelost is. Het blijft voorloopig een strijd om
den decimaal, om het duizendste deel eener boogseconde
en orn de zekerheid van de tienduizendtallen in den in kilo-
meters uitgedrukten gemiddelden zonne-afstand.

is geen hemellicht waarvan na de invoering
der fotografische methoden de bestudeering
zoo ingewikkeld en moeilijk geworden is
als de Zon en het is dan ook nagenoeg ondoen-
lijk in een kort bestek op populaire wijze aan
te geven wat men van de Zon weet en weten wil en hoe
men daartoe tracht te komen. Heeft dus dit onderwerp zich
feitelijk ontworsteld aan alle boeken die populaire hemel-
beschrijving beoogen, het heeft zich niet minder onttrokken
aan de leiding der gewone sterrenwachten en hare waar-
nemers. Daar de temperatuur der Zon veel hooger is dan
die van elke kunstmatige warmtebron op aarde en de stoffen
in de Zon daar dus voorkomen onder omstandigheden welke
men op aarde niet kent, maar welke men in laboratoria
kan trachten te benaderen, daar men eveneens kan trachten
door toepassing der theoretisch afgeleide natuurkundige
en mechanische wetten op de zonneverschijnselen voor deze
een bevredigende verklaring te vinden, daar vele van deze
verschijnselen van magnetischen, electrischen of radio-
actieven aard zijn of kunnen blijken te zijn, en alle-nieuwere
uitkomsten die op aarde op elk beschouwd gebied gevonden
Worden, een bijdrage kunnen leveren tot een vermeerderde
kennis omtrent de Zon, zoo kan men zeggen dat de „z o n n e-
fysicaquot; in de eerste plaats de practische en theoretische
natuurkunde, de thermodynamica, de scheikunde en de

mechanica en eerst in de tweede plaats de sterrenkunde
bevat. Was men vroeger voor hare beoefening gedeel-
telijk op de oogenblikken van totale verduistering
aangewezen, tegenwoordig kunnen alle zonneverschijnselen,
op een enkele uitzondering na, aan in \'t bijzonder daarvoor
ingerichte zonne-observatoria bestudeerd worden.

Wij zullen in dit hoofdstuk allereerst nagaan wat de
bestudeering der Zon geleerd heeft door visueele en foto-
grafische waarnemingen, om daarna enkele beschouwingen,
waartoe die waarnemingen geleid hebben, zeer in het kort
uiteen te zetten.

Het voor het bloote oog zichtbare oppervlak der Zon,
de z.g. „fotosfeer,quot; vertoont zich aan ons oog als een scherp
begrensde, zuiver cirkelvormige schijf, en ziehier reeds twee
feiten geopenbaard, die nog op een algemeen aangenomen
verklaring wachten. Waarom vertoont de Zon, een gasbol
van hooge temperatuur, een scherpe begrenzing? Waarom
vertoont zij bij de vrij snelle wenteling om hare as geen
spoor van afplatting? Dit zijn reeds twee vragen die ge-
makkelijker zijn te stellen dan te beantwoorden.

Wil men de fotosfeer met een kijker bestudeeren, dan
wordt aan de oculairzijde daarvan eene inrichting aan-
gebracht, waarin het licht bijv. door herhaalde terugkaatsingen
onder bepaalde hoeken, een aanzienlijk deel van zijn inten-
siteit verliest. Het eerste wat dan bij de waarneming opvalt
is het feit, dat het licht der Zon in het midden der schijf
veel intenser is dan aan de randen; bekijkt men verder het
beeld met een zeer sterke vergrooting, dan blijkt het (Fig-
59) dat de geheele oppervlakte een snelle afwisseling ver-
toont van lichte plekjes op een achtergrond van geringer
intensiteit. Men heeft dit verschijnsel dat der z 0 n n e-
granulatie genoemd; de plekjes hebben een schijnbare
afmeting van iquot; tot 3quot;, d. i. een werkelijke doorsnede van
700 tot 2000 KM.

Reeds met een zeer zwakke vergrooting, ja enkele malen
(als de doorsnede grooter dan 40.000 KM. is) met het

(Uit: s. Chevalier Contribution to the study of the photosphere
The Astrophysical Journal XXVII.)

bloote oog, bemerkt men op de zonneschijf donkere plekken
van onregelmatigen vorm, de z.g. « quot; ^^^
Zii vertoonen zich als een donker getint veld (de halfscha-
duw) waarbinnen een of meer zeer donkere plekken (de
kernschaduw), een donkerheid die intusschen met als hcht-
afwezigheid moet worden opgevat; de lichtintensiteit op de
gebieden die men vlekken noemt is zeer aanzienlijk, maar
toch zooveel minder dan die der fotosfeer dat ze door contrast
donker lijken.

Van deze vlekken leert de waarneming het volgende,
de vorming geschiedt in hoofdzaak aan de van de Aarde
afgewende zijde der Zon; wanneer dit niet het geval is en
men dus de vorming kan waarnemen, ziet men, ter plaatse
waar een vlek gaat ontstaan, het zonneoppervlak in sterke
beroering, waarna een der vele donkere plekjes tot een
kernschaduw wordt uitgebreid. Dan volgt een tijdperk van
betrekkelijke rust, maar spoedig treden grillige en voor
elke vlek verschillende bewegingen en vormveranderingen
op uit de halfschaduw schieten heldere overbruggingen
over de kernschaduw, als voorbode van de overheersching
van het fotosfeerlicht, en weldra, na een gemiddelden levens-
duur van 2 a 3 maanden, is het met de vlek gedaan.

Al vertoonen deze vlekken kleine eigen bewegmgen over de
zonneschijf, toch kan men uit de gemeenschappelijke schijn-
bare bewegingen van een zeer groot aantal van hen, met vol-
doende nauwkeurigheid den omwentelingstijd der Zon, die er

omwentelingsas in de ruimte bepalen. Wat de eerste betreft,
zoo blijkt er van een eigenlijke omwentelingstijd der Zon
geen sprake te zijn; zij wentelt niet als een vast lichaam
met gelijke hoeksnelheid voor alle deelen, maar deze is het
grootst voor de gebieden aan den aequator en neemt geleide-
lijk naar de polen toe af. Geheel en al is dit echter met uit
zonnevlekken af te leiden; deze vertoonen zich n.1. bij voorkeur
tusschen de lo^« en 20®« breedteparallel. Tusschen — 10
en 10° „heliografische breedtequot; komen zij evenwel m
voldoend aantal voor om ook voor dit gebied de zonne-

rotatie te berekenen, doch op hoogere breedte dan 40° zeer
zelden. De omwentelingssnelheid der zonnedeelen op hoogere
breedten is, tot 80° toe, speeirografisch, uit het beginsel van
Doppler afgeleid.

De vlekkengebieden nu, wentelen in ongeveer 25.4
dagen; dit is de werkelijke (siderische) periode, die zooals
wij dit o.a. uitvoerig bij de beweging van Venus (bldz. 89)
besproken hebben, kleiner is dan de synodische, na welke
een bewoner der aarde de vlek weer op hetzelfde punt der
schijf terug ziet. Terwijl de vlek roteert, beweegt (Fig. 60) de
aarde zich in haar baan van Oost naar West (Aj Ag) en aan
deze beweging doet, wat wij ,,het middelpunt der schijfquot;

noemen, mede. De vlek, die eveneens van Oost naar West
loopt, bereikt het nieuwe middelpunt Mg der schijf ongeveer
twee dagen later dan het oude Mj. Men kan deze bewegingen
zeer duidelijk waarnemen als men (Fig. 61) aan het oculair-
einde van den kijker, loodrecht op de richting van haar as,
een projectiescherm aanbrengt en op het projectiebeeld der
Zon eiken dag de richting Oost—West (bewegingsrichting
der Zon over het scherm) en de plaats der vlek aanteekent;
heeft men dit voor een lo-tal dagen gedaan, dan kan men
als regel door de verschillende plaatsen, die de vlek innam,
eene strakke, gebogen kromme lijn trekken, die de projectie
is van de ,,heliografischequot; breedteparallel, die de vlek door

deTzonnerotatie beschrijft. Slechts tweemaal in het jaar,
wanneer de aarde zich bevindt in het aequatorvlak der
Zon, is die projectie een rechte lijn-, dit is het geval op 3

Behalve de vlekken, ziet men op de Zon ook veelvuldig
Zeer heldere plekken, die men fakkels genoemd heeft; ook
deze komen het meest voor in de vlekkengebieden en dan

dikwijls in de onmiddellijke nabijheid van vlekken, maar zij
vertoonen zich in tegenstelling met deze ook op hoogere
breedten. Hunne helderheid blijft, in tegenstelling met die
van de fotosfeer, nagenoeg dezelfde, zoodat men ze bij
den rand der Zon veel duidelijker te zien krijgt dan op het
midden der schijf. Ook zij zijn aan snelle en grilhge vorm-
veranderingen en bewegingen onderhevig; toch geven de

fakkels nagenoeg dezelfde uitkomsten voor de rotatie der
Zon; het lijkt echter alsof de zoo gevonden perioden voor
de verschillende gebieden, met een klein, maar stelselmatig
bedrag kleiner zijn.

Uit de waarnemingen van den apotheker Schwabs, die
van 1828 tot 1868 op eiken dag dat de Zon zichtbaar was,
vlekkenwaarnemingen verrichtte, bleek voor het eerst dat
de Zon op gezette tijden veel en daartusschen in weinig of
geen vlekken vertoont, en sedertdien is deze ,,periodiciteit
der zonnevlekken,quot; welke ook voor de fakkels geldt, een
onderwerp van uitvoerige bestudeering geweest. Daarbij
is gebleken dat de periode gelegen is tusschen 7.3 en 16. i
jaren met een gemiddelde van 11 jaren en dat binnen die
periode het verschijnen der vlekken op een bepaalde regel-
matige wijze in de vlekkengebieden plaats heeft. Verder
houden nog andere, later te bespreken zonneverschijnselen
met deze periode verband en enkele verschijnselen op aarde
o. a. de veranderlijkheid van het aardmagnetisme, de z. g.
,,magnetische stormenquot; (niet altijd), de verschijningen van
het Noorderlicht en misschien het heerschen der tropische
cyclonen.

Verdere visueele waarnemingen waren eertijds alleen
bij totale zonsverduisteringen te verrichten. Daar (toe-
vallig?) de schijnbare middellijn van de zon en de maan
gemiddeld even groot zijn, kan de nieuwe maan, wanneer zij
zich behalve in de maansbaan, zeer dicht nabij of in het vlak
der aardbaan bevindt, de Zon schijnbaar geheel bedekken;
wat wij als zonneoppervlakte zien, is dan geheel en al aan
ons oog onttrokken, maar gelijktijdig openbaren zich nieuwe
zonneverschijnselen van ongekende pracht, welker bestaan
het zoo felle licht der fotosfeer voor ons verborgen hield.
Deze zijn de roode zonnevlammen (protuberansen = uit-
wassen) die nu eens in grooten getale, dan weder sporadisch
op de meest grillige en fantastische wijze te voorschijn
treden uit een roodachtig getinten, om de fotosfeer gelegen
helderen ring, waaraan men den naam Chromosfeer (ge-
kleurden ring) gegeven heeft, en daarbuiten een zilverwitte

fig. 62. corona tijdens een vlekkenmaximum.
(Uit: Mitteilungen der Nikolai-Hauptsternwarte zu Pulkowo Bd. I)

Stralenkrans, de corona, die bij elke eclips andere intensi-
teiten en andere vormen heeft. Zij bestaat uit den eigenlijken
corona-ringende corona-stralen, uitloopers die een lengte
van twee maal de zonnemiddellijn kunnen bereiken. De
vorm der corona hangt (Fig. 62 en 63) samen met de periode
der zonnevlekken.

Van deze buitendeelen der Zon is tegenwoordig alleen
de corona niet zichtbaar buiten eclips; chromosfeer en
protuberansen kunnen op zeer ingenieuse wijze (zie bldz. 209)
altijd zichtbaar gemaakt worden.

Het spectrum van de fotosfeer is een continu absorptie-
spectrum, dat van de chromosfeer een emissiespectrum;
tusschen deze beide bevindt zich een (bij totale eclips waar-
neembaar) gebied, waar de donkere absorptielijnen der
fotosfeer overgaan in de heldere emissielijnen der chromo-
sfeer. Dit gebied heet de „omkeerende laag;quot; zij is zeer
smal, smaller dan 3quot; (2000 KM.) en bij totale eclips slechts
enkele seconden zichtbaar, waarom het spectrum van dit
gebied algemeen met een Engelsche uitdrukking „flashquot;
spectrum (Fig. 64) genoemd wordt.

Al de boven vermelde bena^ningen zijn ingevoerd in
samenhang met een bepaalde voorstelling over het wezen
der Zon, zooals men zich die uit de eerste opgangmakende
waarnemingen gevormd heeft. Dit is echter een voorbarige
daad geweest en de benamingen die er verband mede houden
zijn overijld ingevoerd. Over het wezen der Zon heerschen
nog geen volkomen duidelijke, onaanvechtbare voorstel-
lingen, en hoe dieper men in het vraagstuk doordringt,
hoe verder wijkt het te bereiken doel terug in een doolhof
van moeilijkheden. Om echter niet van de eene voorbarigheid
in de andere te vervallen en omdat men toch ten slotte be-
namingen moet ontkenen aan een of andere voorstelling,
blijft men de reeds ingevoerde benamingen behouden. Aan
welken gedachtengang zij ontsproten zijn en waarom deze
niet meer bevredigt, zullen wij op bldz. 223 in het kort be-
handelen, doch wij zullen eerst na moeten gaan wat het
spectroscopisch onderzoek der Zon geleerd heeft.

Het spectrum der fotosfeer leert, zooals op bldz. 148 duidelijk
gemaakt is, uit de plaats der Fraunhofersche (absorptie)
lijnen de stoffen kennen die zich bevinden in het buitenste
deel van den gasbol. Er zijn 19 elementen waarvan
door dit middel de . aanwezigheid in de Zon niet is vast-
gesteld; deze zijn Goud, Kwik, Fosfor, Stikstof, Zwavel,
Antimoon, Arseen, Bismuth, Boor, Selenium, Caesium,
Rubidium, Indium, Thallium en Praseodymium; verder
Argon, Krypton, Neon en Xenon. Van enkele andere,
waaronder zuurstof, is de aanwezigheid niet met zekerheid
Aangeduid. Dit wil intusschen niet zeggen dat al deze
elementen werkelijk ontbreken. De elementen komen n.1.
in den zonnedampkring waarschijnlijk in innige menging
voor en dan liggen de voorwaarden van zichtbaarheid door
lichtuitzending binnen tamelijk enge grenzen, die weer èn
van den aard der lichtopwekking èn van de concentratie
van het mengsel afhangen; bovendien spelen daarbij de
drukking, de dichtheid en de temperatuur een groote rol.
Men kent bijv. reeds van kalium en eenige andere elementen
twee spectra die geen enkele lijn gemeen hebben; zoo ergens
dan doet zich hier de moeilijkheid gevoelen van de niet
in laboratoria op te wekken zonnetemperatuur.

Fig. 47 geeft een globaal overzicht van het fotosfeer-
spectrum. Behalve de lijnen die ontstaan door absorptie
in den dampkring der Zon, vertoont het lijnen (o.a. a) voor-
namelijk in het uiterste rood, die ontstaan door absorptie
in den dampkring der aarde, in hoofdzaak door waterdamp
en zuurstof. Deze z.g. ,,tellurische lijnenquot; zijn herkenbaar
aan twee eigenschappen welke de zonnelijnen niet bezitten.
1°. zijn ze voor een lage zon veel intenser dan voor een hooge,
omdat het licht eener lage zon ons door diepere lagen van
onzen dampkring bereikt, en 2°. hebben ze een onverander-
lijke plaats in het spectrum, terwijl de zonnelijnen zich
tengevolge der zonnerotatie verplaatsen; de eene rand is een
ons naderende lichtbron, de andere is er een die zich van ons
verwijdert en lijnverschuivingen zijn daar (Fig. 65a) krachtens
het beginsel van Doppler het gevolg van. Omgekeerd geeft

N
O

.nbsp;«^pfctra van het midden en de randen der zonneschijf, (van A 5370 tot 2 5425)

il seï m!dd1n en de oostrand; lijnverschuiving naar rood (rechts;.
(Uit: The Astrophysical Journal XXXI).

het meten van die verschuivingen een middel om de wente-
Hngssnelheid der Zon af te leiden, een zeer moeilijk onderzoek,
waarvan de uitkomsten nog steeds niet volkomen bevredigen.

Het spectrum der zonnevlekken is als dat der fotosfeer een
absorptiespectrum op continuen grond, die dan echter als
tegel minder helder is dan die van het fotosfeerspectrum.

Maar de absorptielijnen hebben in vele gevallen een plaats
en een gedaante, die een weinig verschilt van die in het
fotosfeerspectrum; enkele breedere lijnen vertoonen nu en
dan een heldere kern en een aantal lijnen en banden van

het vlekspectrum komt in het fotosfeerspectrum zelfs in
het geheel niet voor. Zie Fig. 65.

Het spectrum der chromosfeer vertoont altijd lo lijnen van
bekende elementen, n.1. 5 van Waterstof, 3 van Helium, Z
van Calcium en i van Ijzer. Het element Helium is op
aarde pas gevonden (Ramsay 1895) nadat een heldere lijn
in het chromosfeerspectrum zijn bestaan verraden had!
Behalve deze steeds opvallende lijnen zijn nog enkele honder-

den chromosfeerlijnen uitgemeten, waarvan 20% onbekend
zijn en enkele nooit in het fotosfeerspectrum als absorptie-
lijnen zijn waargenomen. Alle chromosfeerlijnen zijn breed
nabij den zonnerand en worden smaller naarmate het be-
schouwde chromosfeer-niveau verder daarvan verwijderd is-
Het spectrum der protuberansen is in hoofdzaak gelijk
aan dat der chromosfeer, een spectrum van heldere lijnen
van een 18-tal elementen, voornamelijk van Calcium, Water-
stof, Helium en Titanium. Men is daarbij gewoon de protu-

beransen naarmate het i®*® of der genoemde elementen
Overheerschend is, te verdeelen in twee klassen, de Wolken
of metallische protuberansen(Fig. 66) en de Uitbarstingen
. of waterstof-protuberansen (Fig. 67). Deze klassen zijn in-
tusschen niet scherp van elkander gescheiden, maar gaan
^et eenige tusschenschakeeringen in elkander over.

Het spectrum der uitbarstingen vertoont groote en grillige
Wjnverplaatsingen en lijnvervormingen, die men steeds aan
eixorme snelheden in de gezichtslijn heeft toegeschreven.
Ook omdat de waarneming van den tijd waarin een bepaalde
\'\'erwijdering van den zonnerand plaats heeft, tot dergelijke
groote snelheden loodrecht op de gezichtslijn voerde, snel-
heden die tot 800 KM./sec. gaan. Daar van een zich in de
gezichtslijn bewegende lichtbron alle spectraallijnen ver-
schoven zijn, terwijl dit in het protuberansenspectrum door-
gaans alleen met de lijnen van Calcium, Waterstof en He;lium
het geval is, zou dit beteekenen dat deze gasmassa\'s zich
^et snelheden van gemiddeld 500 KM. per sec. verplaatsen
^oor een in rust blijvende omgeving van andere gasmassa\'s.
Öit is zeer onwaarschijnlijk. Fig. 68 geeft een merkwaardige
teekening van een zonneuitbarsting, die een schijnbare
Snelheid van 276 KM. per sec. bereikt heeft.

Men kan met den spectroscoop behalve het spectrum
^er protuberansen ook hun vorm bestudeeren, door een
groote dispersie aan te wenden en de spleet van het instrument
^ijd open te zetten. Door de groote dispersie wordt het
Continue licht van den hemelachtergrond sterk verzwakt,
^aar het emissie-spectrum der protuberans ondergaat
daardoor geen intensiteitsvermindering. Wel wordt de
lineaire afstand tusschen de lijnen grooter, maar zij blijven
^ven helder en worden dus door de vermindering van het
\'kontrast zichtbaar.

Het spectrum der corona is alleen tijdens een totale ver-
duistering te bestudeeren en dus minder goed bekend; het
is een spectrum van heldere lijnen op zwak continuen achter-
grond. De lijnen correspondeeren echter, wat hunne plaats
he treft, niet met Fraunhofersche lijnen van het fotosfeer-

spectrum en onder hen bevindt zich ééne lijn (1 5303 in het
groen) die nog in geen enkel spectrum van een aardsche
lichtbron is opgetreden en die men (wellicht evenzeer voor-
barig) de coronium-lijn genoemd heeft, als zou zij eigeO
zijn aan een element dat alleen in de zonnecorona voorkomt-

Om het oppervlak der Zon te kunnen bestudeeren op eeU
fotografische opname, moet men allereerst zorgen voor eefl
beeld van behoorlijke afmetingen. Daar dit, zooals wij op
bldz. 156 zagen, verkregen kan worden door vergrootinê
van den brandpuntsafstand, hetgeen echter boven een
bepaalde grens den kijker onhandelbaar en vatbaar voof
trillingen maakt, zoo huldigt men sedert de laatste 10 jaaf
algemeen het beginsel van vaste opstellingen voor zonne-
fotografie. Men kan dan den kijker zoo stevig mogelijl^
fundeeren, men kan zelfs de geheele kijkeröuzs laten ver-
vallen en den brandpuntsafstand nagenoeg onbegrensd lang
maken. Inplaats van een parallactische /cy/cerbeweging kan dan
een soort parallactische spiegelhamp;viamp;gmg gelijken tred houden
met de schijnbare hemeldraaiing. Zulk een spiegelinstrumen
heet een coelostaat (coelum = hemel) oi siderostaat (sidu^
= ster) naar gelang de poolas al dan niet met het vlak vai*
den spiegel evenwijdig loopt. Ook de waarnemingen me
de Nederlandsche prisma-camera (bldz. 142) worden met een
dergelijk hulpinstrument verkregen. Van welke richting n^
ook het zonlicht op den spiegel moge invallen, steeds heel
het na terugkaatsing dezelfde richting. Vooral op het zonne\'
observatorium op Mount Wilson is hiervan op groote scha»
partij getrokken; de eerste - opstelling aldaar bestaat ^^
een coelostaat (Fig. 69) die het licht naar een gebogen spieg^
van 20 Meter brandpuntsafstand zendt en die, daar hij draai\'
baar is, een zonnebeeld (van 18 cm. middellijn) kan vormei^
in elke gewenschte richting. Zoodoende behoeft men nie
verschillende toestellen (camera, spectroscoop etc.)
elkaar te verwisselen, maar kan ze alle op afzonderlijl\'®
fundaties houden. De gebogen spiegel is gemakkelijk vv®^

observatorium op mount wilson.
(Uit: Annual Report of the Director of the Mount Wilson
Salar Observatory igio).

te nemen exi te vervangen door een anderen die / = 48 M.
heeft en een zonnebeeld van 44 cm. middellijn ontwerpt!
Bij een dergelijke inrichting, zegt Pringsheim in zijn uit-
nemend werk over zonnefysica i), neemt de klassieke
astronomische toren geheel en al de gedaante van een kegel-
baan aan.

Deze eerste inrichting bleek het nadeel te hebben dat de
coelostaatspiegel, op geringen afstand boven den grond ge-
plaatst, den nadeeligen invloed van ongelijkmatig verwarmde
luchtstroomen ondervindt en daarom heeft men bij twee
nieuwere inrichtingen den stralengang verticaal gemaakt. Zoo
ontstonden de kleine en groote torentelescoop die men met
de op bldz. 162 behandelde reflectoren als de meest moderne
en machtigste hulpmiddelen voor astronomisch onderzoek
beschouwen kan. De „kleinequot; toren is een open geraamte
Van 20 M. hoogte dat den coelostaat draagt, die het licht
door een foto-visueel objectief (bldz. 155) verticaal omlaag
Zendt, waar zich in een put van 9 M. diepte de spectrosco-
pische instrumenten bevinden. De ,,grootequot; toren (Fig. 70) is
45 M. hoog, bevat een vrij van het geraamte gefundeerde
binnenhuis en is geplaatst over een put van 24 M. diepte,
Waar de instrumenten tegen alle temperatuurs- en trillings-
invloeden volkomen beschermd zijn. Het zonnebeeld heeft
ook hier een middellijn van 44 cm.

Behalve dat een groot beeld den onderzoeker in staat stelt
de bijzonderheden van het zonne-oppervlak nauwkeuriger
te bestudeeren, geeft het ook een groot gemak wanneer
quot;^en de spleet van den spectrograaf precies rakende aan
het beeld wil houden, en daar dit van het grootste belang is
bij het fotografeeren van het chromosfeerspectrum buiten
Eclips, zijn de daartoe aangewende pogingen eerst na gebruik-
making van bovengenoemde opstellingen (1909) volledig

Het tevens aanwenden van een zeer groote dispersie stelde
^ale, den directeur van het Mt. Wilson Observatorium, in

staat bij enkele lijnen in het spectrum der zonnevlekken een
splitsing waar te nemen, zooals die naar theoretische en
practische onderzoekingen van onze landgenooten Lorentz
en Zeeman op moet treden wanneer de te onderzoeken
lichtbron in een magnetisch veld zetelt. De zonnevlekken
moeten na deze ontdekking voorloopig beschouwd worden
als gebieden waar de zonne-gassen een wervelbeweging
hebben; de rondwentelende electrisch geladen deeltjes
wekken dan een magnetisch veld op, dat echter vergeleken
bij de in laboratoria opwekbare velden (tot 40.000 een-
heden) zeer zwak is (in maximo 3000 eenheden).

Een groote dispersie is voor alle detail-onderzoek van
groote waarde; een atlas van het fotosfeerspectrum, met
groote dispersie verkregen, hebben reeds Thollon (Nice) en
Rowland (zie bldz. 140) samengesteld, doch voor het vlek-
spectrum ontbrak hij tot dusverre. Ook deze taak heeft
het Mt. Wilson Observatorium op zich genomen; daar is een
fotografische atlas in 100 bladen van het vlekspectrum
in bewerking waarin i °AE een lengte van i cm. heeft.
De totale lengte van het spectrum tusschen A 7200 en 4600
is dus 26 Meter!

krijgt, door een fotografische plaat op te stellen daar waar
het spectrale beeld gevormd wordt, en dat men tenzij de
dispersie zéér gering is, niet het geheele spectrum, maar
slechts een bepaald spectraal gebied gelijktijdig in beeld\'
kan brengen. Men kan dit spectraalgebied nog verkleinen
door vóór de fotografische plaat een scherm te plaatsen
met een smalle opening, die bijv. alleen het zuiver groene
gebied doorlaat. Wanneer men nu echter het door den kijker
op de spectrograaf-spleet ontworpen beeld over die spleet
heen beweegt, behoort het doorgelaten groene gebied telkens
bij een ander deel der zonneoppervlakte. Kan men de foto-
grafische beelden van die groene gebieden naast elkaar
op de plaat krijgen, dan heeft men daarmede een „kleuren-

fig. 71. spectroheliogrammen der\'zon.
i. de zon in waterstoflicht, ii. de zon in calciumlicht.
op beide opnamen zijn dezelfde zonnevlekken zichtbaar.
(Uit: G. E. Hale, The Study of stellar evolution).

fig. 72. waterstof spectroheliogram van de zon, dat de
wervelbewegingen der zonnevlekken toont.
(Uit: Annual Report of the Director of the Mount Wilson
Solar Observatory).

fotoquot; van de Zon gekregen en wel een groene; daartoe heeft
men dus slechts de beweging van de plaat te koppelen aan
die van het zonnebeeld over de spleet. Maakt men de smalle
opening in het scherm zéér smal, tot zij zelve het karakter

het doorgelaten gebied zóó klein dat a. h. w. slechts het licht
van een spectraallijn wordt doorgelaten. Men heeft dan de
kleurenfotografie ,,a outrancequot; doorgevoerd, en een beeld ver-
kregen van de Zon niet alleen in licht van één kleur, maar in
licht van één golflengte! Het naar dit beginsel samengestelde
instrument heet een spectroheliograaf. Daar de Fraun-
hofersche lijnen van het fotosfeerspectrum evenals de kernen
der zonnevlekken slechts donker lijken door contrastwerking,
maar inderdaad nog licht van aanzienlijke intensiteit uit-
zenden, zoo kan men ook spectroheliogrammen verkrijgen
van het licht der absorptielijnen en men kiest daarvoor bij
voorkeur de verschillende waterstoflijnen en twee breede
calciumlijnen in het violette deel van het spectrum. De
opnamen vertoonen dan de Zon in een opvallend ,,vlokkigequot;
structuur (Fig. 71) van ongelijk verlichte plekken, welker uit-
meting weder een bijdrage kon leveren voor onze kennis van de
Wentelingssnelheid der Zon. Maar de juiste interpretatie van
alle verschijnselen die de spectroheliogrammen de laatste jaren
getoond hebben, is uiterst moeilijk en menige strijdvraag
is reeds ontstaan over het mysterie van deze golflengte-
foto\'s. Het beeld der Zon is niet alleen in calciumlicht
geheel anders dan in waterstoflicht, maar ook verschillend
naar gelang het verkregen is uit de eene of andere lijn van
hetzelfde element of uit den rand of het midden vq^ dezelfde
spectraallijn! Bovendien blijken in sommige opnamen spiraal-
vormige vlekken-groepeeringen voor te komen en \'wel in de
I®\'® plaats bij de zonnevlekken. Fig. 72 geeft hiervan een
sprekend voorbeeld, omdat ze twee vlekken vertoont die
aan de oppervlakte een tegengesteld gerichte wervelbe-
Weging hebben alsof die van de eene zich trechter-
vormig naar een andere plek heeft voortgeplant. Wij over-

schrijden bij een, meer grondige beschouwing der uitkomsten,
met den spectroheliograaf verkregen, de grenzen van een
populaire bespreking. Zij zijn evenals alles in het zonne-
onderzoek zeer moeilijk en zeker niet op voor ieder bevredi-
gende wijze te verklaren. Wie zich een goed samenhangend
beeld der zonneverschijnselen wil vormen, heeft geen ge-
makkelijke taak. Hoe komt het dat de Zon zich aan ons
vertoont als een schijf met een scherpe begrenzing? Waarom
neemt hare helderheid af van het midden naar de randen
en waarom niet evenveel voor de roode als vooi de violette
stralen? Mag men wel blijven denken aan een sterk absor-
beerende zonnedampkring als de waarnemingen der Neder-
landsche fysici Julius en Moll op overtuigende wijze leeren
dat in dien z. g. ,,dampkringquot; minder dan ^/^ooo ^an het
fotosfeerlicht wordt vastgehouden? Waarom ontstaan zooals
sommige waarnemers meenen de zonnevlek-wervels bij voor-
keur aan de van de aarde afgewende zijde der Zon en
waarom alleen in bepaalde gebieden van haar oppervlak-
Door welke invloeden ontstaat de wervelbeweging en door
welke invloeden wordt zij weer opgelost? Hoe ontstaat het
periodieke karakter van deze verschijnselen, van de fakkels
en de protuberansen? Zijn de enorme en grillige ,,uitbarstin-
genquot; en hare onverklaarbare snelheden werkelijkheid, en
zoo neen wat zijn ze dan wel, en waarom komen ze bij
de „wolkenquot; niet voor? Is de chromosfeer wel een zelf licht-
uitstralend gebied, of wordt het ons slechts voorgetooverd
door licht dat op de een of andere wijze aan de straling
der fotosfeer onttrokken is? Waarom is de vorm der corona
afhankelijk van de fase der vlekkenperiodiciteit, hoe ontstaat
een volkomen onbekende lijn in het coronaspectrum en wat
voor zonderling lichtverschijnsel kan deze corona wel zijn die
lijnen uitzendt welke de fotosfeer niet kent? Waarom hebben
de Fraunhofersche lijnen niet alle dezelfde breedte en wat
bepaalt eigenlijk de breedte bij een absorptielijn? Is „absorp-
tiequot; daarbij het eenige verschijnsel? Spectraallijnen onder-
gaan geringe plaatsveranderingen door verschijnselen van
beweging, van drukking, van magnetisme, van onregel-

matige straalbreking e. a. Welke van deze invloeden is in
elk onderhavig geval overwegend? Is de temperatuur van
een zonnevlek hooger of lager dan die van de omringende
fotosfeer? Wat is ten slotte de verklaring der spectrohelio-
grafische beelden en kan deze wellicht later gevonden worden
door ze te vergelijken met opnamen in breedere kleurge-
bieden?

De pogingen om deze en nog tal van andere vragen te
beantwoorden hebben geleid tot het opstellen van eenige
z.g. „zonnetheorieën,quot; waarvan voor het oogenblik de voor-
naamste zijn die welke resp, het zwaartepunt van wat
aangaande de Zon wordt waargenomen leggen in:

opvattingen eischt een vergevorderde kennis der natuur-
wetenschappen in het algemeen. Daar Julius en Moll uit
Waarnemingen tijdens de ringvormige zonsverduistering
Van 17 April 1912 hebben afgeleid dat de buitenste laag
Van het zonneoppervlak geen absorbeerende laag is, althans
niet in den zin waarin men ze jaren lang beschouwd heeft
en hierdoor de verschillende opvattingen wellicht nader tot
elkaar gebracht zullen worden, zullen wij er ons toe bepalen
met een enkel woord deze beide opvattingen te bespreken,
met terzijdestelling van andere theorieën, o. a. die welke
een grooten invloed toekennen hetzij aan chemische en radio-
actieve werkingen (Brester), hetzij aan electrische(Birkeland).

De sub I genoemde opvatting is nog steeds de meest
Verbreide; ihare aanhangers beschouwen de Zon als een
gasbol, waarin tenminste wat het buitenste deel betreft, de
gassen ,,in lagen gescheidenquot; kunnen voorkomen, zij beschou-
wen het licht alleen in zijn rechtlijnige voortplanting en zien in
de Fraunhofersche lijnen uitsluitend een effect van absorptie,
in hare breedte een effect van dichtheid, die grooter is in
diepere niveau\'s, zoodat het optreden van een breede lijn
beteekent dat de absorptie heeft plaats gehad in een gebied
van groote diepte. Zij denken bij lijnverschuivingen en

lijnvervormingen nagenoeg uitsluitend aan het beginsel
van Doppler, en zoo trachten zij alle zonneverschijnselen
terug te brengen tot twee primaire oorzaken: niveau en
beweging. De fakkels zijn verhoogingen van de fotosfeer,
een spectroheliogram genomen met de spleet op den rand
van de breede calciumlijn geeft de verdeeling van diepere
calciumlagen aan dan een dergelijke opname, verkregen
met de kern dezer lijn enz. enz.

Julius daarentegen beschouwt de Zon als een gasbol,
waarin de gassen zoo innig mogelijk gemengd zijn, maar
waarin o.a. door de afkoeling der buitenlagen, en waarschijn-
lijk ook door condensatieverschijnselen, tamelijk grillige
en plaatselijke dichtheidsveranderingen kunnen optreden.
Het licht kan daardoor een aanzienlijke afwijking van zijn
rechtlijnige voortplanting ondergaan en de aldus optredende
gebogen lichtstralen zullen in den gasbol een groote rol
spelen; het blijkt daarbij in het bijzonder dat golf-
lengten in de onmiddellijke nabijheid van absorptie-
lijnen op volkomen onregelmatige wijze gebroken kunnen
worden. Het zijn deze onregelmatigheden, te zamen met
die welke het overal heen verspreide (diffuse) licht
ondergaat (ons daglicht is in hoofdzaak diffuus licht),
die nagenoeg alle zonneverschijnselen in het karakter van
onregelmatige ZicAiverschijnselen vermogen te verklaren.
Een Fraunhofersche lijn is alleen voor zoover de zeer smalle
kernlijn betreft een absorptielijn; hare verbreeding ontstaat in
hoofdzaak, doordat het licht in hare onmiddellijke omgeving
deels wordt weggebogen door onregelmatigheden in de
straalbreking, deels aan intensiteit verliest door onregelmatig-
heden in de diffusie.

Het onder verschillende omstandigheden en uit verschillende
diepten weggebogen licht vinden wij terug in de lichtver-
schijnselen der fakkels, der chromosfeer en van de protu-
beransen. Deze verschijnselen beteekenen slechts voor een
zeer klein deel eigen straling, en zijn in hoofdzaak fotosfeer-
licht. Van de heldere lijnen van het protuberansen spectrum
is alleen de smalle kernlijn een emissielijn en deze verandert

nagenoeg niet van plaats, d. w. z. enorme snelheden komen
in werkelijkheid niet voor; de ,,breedtequot; dezer emissielijn
is weggebogen fotosfeerlicht en de grillige veranderingen
daarvan wijzen op een Zic/if-beweging, maar niet op een
beweging van zonnematerie.

Zoo is ook de granulatie van het zonneoppervlak een
gevolg van de lichtbreking in gassen van wisselende dicht-
heid en zoo vindt men ook een bevredigende verklaring voor
de spectroheliografische beelden; de theoretische beschou-
wingen echter, die aan deze opvattingen ten grondslag liggen,
zijn niet eenvoudig.

Julius verklaart op deze wijze nagenoeg alle zonnever-
schijnselen zonder eenige nevenhypothese en dit is van groote
waarde. Ook al zijn nog lang niet alle zonnefysici voor zijne
opvatting gewonnen, zoo zullen diegenen onder hen, die
vasthouden aan het bestaan van een sterk absorbeerenden
zonnedampkring, na de uitkomsten van de Nederlandsche
Eclipsexpeditie in 1912 den grondslag van vele van hunne
beschouwingen moeten wijzigen.

Noch van de corona, noch van de scherpe begrenzing
der zonneschijf, noch van het periodieke karakter der zonne-
verschijnselen geeft intusschen eenige theorie een volkomen
bevredigende verklaring. Niet alleen kan men de zonnetoe-
standen practisch niet nabootsen, maar men weet evenmin
in hoeverre de theoretische fysische en thermodynamische
Wetten bij de temperatuur der Zon hare geldigheid behouden.
Over deze temperatuur en het behou\'d der zonnestraling
ten slotte een enkele opmerking: theoretische overwegingen,
o.a. berustende op onze kennis omtrent de op aarde ont-
vangen hoeveelheid warmte per cm^., hebben geleerd dat
de temperatuur der fotosfeer minstens 6000° C. is. i) Een
doorloopend uitzenden van de straling, zooals die wordt
Waargenomen, zou deze temperatuur met een jaarlijksch
bedrag van minstens 1° C. verminderen, maar zulk eene ver-
niindering wordt niet waargenomen. Daarom heeft men
verschillende onderstellingen geopperd over de wijze waarop

de zonnestraling behouden blijft, maar ook deze zijn niet
volkomen .bevredigend. Het verlies door uitstraling kan
gecompenseerd worden door de volgende bronnen van winst:

1.nbsp;Het in den zonnegasbol terecht komen van een groot
aantal meteoren, snel bewegende onzichtbare lichaampjes
der wereldruimte, wekt eene bepaalde hoeveelheid warmte op,
die afhankelijk is van hunne massa en snelheid. Van de
laatste kan men het bedrag met groote waarschijnlijkheid
vaststellen en dan berekenen hoe groot de massa moet zijn,
om de opgewekte hoeveelheid warmte hetzelfde bedrag te
doen bereiken als dat van het verlies door uitstraling. Men
komt dan tot een jaarlijksch bedrag aan meteorenmassa
van van de massa der aarde. Dit is echter een onwaar-
schijnlijk groot bedrag.

2.nbsp;Een inkrimping van den straal der Zon met een jaar-
lijksch bedrag van 75 Meter (een bedrag dat zelfs na eeuwen
niet voor ons bemerkbaar kan zijn) heeft een opwekking
van warmte tengevolge, die het verlies door uitstraling
volkomen compenseert. Dan zou echter, als men het proces
als constant verloopend aanneemt, het samentrekken van den
„oernevelquot; die tot zonnestelsel werd, ongeveer 22 millioen
jaren geleden begonnen zijn, terwijl geologische beschou-
wingen tot een veel hoogeren ouderdom der aarde voeren.
Daartegenover staat echter dat het volstrekt niet zeker is
dat de Zon uit samentrekking van een nevel ontstaan is.

3.nbsp;Wanneer het zonnelichaam per M^ 3.6 gram radium
bevat, kan door radio-actieve processen de geheele warmte-
straling der . Zon worden opgewekt. Nu is echter de aan-
wezigheid van radium spectroscopisch niet of nauwelijks
aangetoond, maar daar het overvloedig in de chromosfeer
voorkomende element helium een der vervalproducten
van het radium is, blijft de mogelijkheid bestaan dat dit
element werkelijk in de, zich aan spectroscopisch onder-
zoek onttrekkende diepten van den zonnebol aanwezig is. Het
gedrag van radium bij de temperatuur der Zon is bovendien
niet bekend, en zoo wordt ook hier het onzekere terrein
der hypothese niet verlaten.

EENIGE GEGEVENS OVER DE ZON.
Werkelijke middellijn = 1387000 KM. - 109 X middellijn

Zwaartekracht aan de oppervlakte der Zon = 27.5 X die
aan de oppervlakte der aarde.

De afstand tot de aarde bedraagt 149-5 miquot;- ^M. (var.
tusschen 152 mill. en 147 mill.)

De omwentelingstijden der verschillende heliografische
breedten zijn de volgende:

Maan, satelliet i) der aarde, beweegt zich
in 2yA 32 (siderische omloopstijd) in een ellip-
tische baan (e == 0.056) die de aarde tot brand-
punt heeft. De uiteinden van de groote as dezef

de gemiddelde afstand der maan bedraagt 60.27 aard-
stralen. De elementen der maansbaan zijn aan aanzienlijke en
ingewikkelde storingen onderworpen, waartoe o.a. behooren
een sterke verandering der excentriciteit (van 0.071 tot
0.046), een richtingsverandering der groote as tot een ge-
middeld jaarlijksch bedrag van 40°, een draaiing van de
knoopenlijn, en onregelmatigheden in de omloopstijden.

De Maan zendt naar de aarde alleen teruggekaatst zon-
licht, ongeveer i/g deel van wat haar wordt toegezonden.
Aan de voor elk lid van het zonnestelsel eigen verhouding
tusschen de hoeveelheden ontvangen en teruggekaatst
zonlicht, heeft men den naam „albedoquot; (witheid) gegeven.
De albedo der Maan is 0.13; de kennis daarvan kan een
maatstaf zijn om uit een vergelijking met de albedo van
bekende gesteenten iets te weten te komen van de ver-
moedelijke samenstelling der maanformaties.

De maansbaan helt 5° op de ecliptica -«^at de M
zich in conjunctie met de Zon als regel aan de
boven of onder deze bevindt en m opposiüe met d^ Zon
iets boven of onder den schaduwkegel

b^VkropenUjn (verl bldz. X79) ^^ —^(jrgW
de Maan in conjunctie een overgang (zonsverdu stermg) en

In Lnjunctie heet de Maan „nieuwquot;;
toegekeerde zijde ontvangt dan geen zonlicht zoodat zij

In oppositie heet de Maan „volquot;; ziJ \'Z \'^dt lm
geheel verlichte schijf; in de tus;chenstanden s de s,^
slechts gedeeltelijk verlicht. Is dit deel = 0.5 dan spreekt men

Maan.quot; De Maan loopt zooals wy reeds inhet i hoofd
stuk zagen, snel van West naar Oost; f
gemiddeld 12M9 meer af dan de

en om dien geheelen cirkel te doorloopen, heeft zij dus
_36o ^ u = 24 quot; 50™ .6 noodig. De Maan komt dus

It\'mfdMd eiken dag ruwweg 5x min^ater in den me^
maar daar hare Oostelijke bewegingnbsp;^

loopt het bedrag van de dagelijksche latere opkomst der
maan uiteen van ong. 10 sec. tot ong. 90 sec.

De overeenkomstige fasen der Maan volgen op elkaar na
het tijdsverloop dat een „s y n o d i s c h e maandquot; heet (verg.
bldz. 89). Zij is langer dan de siderische, om dezelfde reden
als die waarom een zonnedag langer is dan een sterredag-
De gemiddelde duur is zg.^ 53, doch door storingen en door

het excentrisch zijn der banen van de Maan en van de aarde
kunnen de verschillende synodische maanden tot een bedrag
van 6.5 uur van dit gemiddelde afwijken. Voor de siderische
maand zijn de_^afwijkingen van het gemiddelde ongeveer

1.5 uur, d.i. minder dan die van de synodische maanden, omdat
de excentriciteit der aardbaan geen rol speelt.

Fig. 73 geeft de verklaring der maanfasen; zij kan ons
behalve de kwestie der belichting nog verschillende verschijn-
selen duidelijk maken.

I Een zonsverduistering kan alleen plaats hebben bij
nieuwe maan (N.M.), een maansverduistering alleen bij

2. Gemiddeld zien wij in de vier hoofdfasen de Maan aan
de sfeer in een punt dat van de zon verwijderd is, een boog
Van 0° bij N.M., van 90° bij E.K., van 180° bij V.M. en van
270° bij L.K. Daar verder de maansbaan en de ecliptica
slechts enkele graden op elkander hellen en de Maan en
de zon dus ruwweg denzelfden weg aan de sfeer doorloopen,
staat de Maan bij E.K. ruwweg daar, waar de zon over 3
maanden staat; immers de zon legt 360° in een jaar, dus
90° in 3 maanden af. Evenzoo staat de V.M. ruwweg
daar waar de zon over 6 maanden staat. De volle manen
staan dus \'s winters hoog ,en \'s zomers laag aan den
hemel. Bij L.K. staat de maan ruwweg daar, waar de zon
3 maanden vroeger stond. In Maart staat dus het E.K.
zeer hoog, het L.K. zeer laag boven den horizon.

3 Een Maan, die geen 7 dagen oud is, is als regel na
middernacht niet zichtbaar, een Maan die meer dan 21
dagen oud is, is niet zichtbaar vóór middernacht. E.K.
keert zijn verlichte zijde naar het Westen, L.K. naar het
Oosten. Een bekend „ezelsbruggetjequot; leert: als men met den
lichten rand der Maan en de verbindingslijn der horenpunten
de schrijfletter d kan maken, is de Maan in de buurt van
L K (d = dernier); kan men er een p van maken, dan is
zij in de buurt van E.K. (p = premier). De overbodigheid
van dezen regel zal uit het bovenstaande duidelijk zijn:
iemand die om 10 uur \'s avonds een maansikkel ziet, mag
geen ezelsbruggetje noodig hebben om hem te leeren of
het in de buurt van E.K. of L.K. is!

4. De lijn die de horenpunten van den maansikkel verbindt
staat altijd loodrecht op de richting naar de zon; een jonge

maansikkel kan alleen boven den Westelijken, een oude
maansikkel alleen boven den Oostelijken horizon gezien
worden. Iemand die een land- of zeegezicht teekent met
een maansikkel aan den hemel, mag dus nooit de horenpunten
naar de kim laten wijzen!

S. Als voor de aarde de Maan nieuw is, is voor de Maan de
aarde vol, waardoor het niet dooi de zon verlichte deel der
Maan van de aarde een aanzienlijke hoeveelheid teruggekaatst
licht ontvangt, waarin het, mits de onmiddellijke nabijheid
der zon niet verblindend werkt duidelijk zichtbaar is.
Dit z. g. „aschgrauwequot; licht der Maan is, vooral enkele dageO
vóór en na N.M. zeer opvallend. De bestudeering ervan
levert eene bijdrage tot onze kennis van de verschillende
tinten der maanoppervlakte en de albedo der verschillende
plekken vóórdat de zonnestraling begonnen is.

gegeven; men noemt deze totaal wanneer de Maan geheel
in den schaduwkegel der aarde is gedompeld. Zij blijft daarin
echter zichtbaar, omdat het zonlicht door breking in de
dampkringslagen der aarde binnen den schaduwkegel
gebogen wordt, zoodat daarin nog tot het punt D (Fig. 75)
zonlicht aanwezig is. De maansbaan snijdt echter zelfs
in het ongunstigste geval den schaduwkegel binnen den

1) Van uit de Maan zou men de „volle aardequot; zien als een schijf, die 13
maal ZOO groot is als onzG volle maan.

afstand van D en de totaal verduisterde maan ontvangt
dus altijd licht, dat meestal dof rossig van kleur is en waarvan
de hoe4elheid in hooge mate afhangt van den toestand van
onzen dampkring. Toen deze bijv. korten tijd na de mt-
Darstine van Krakatoa {1883) sterk bezwangerd was _ ine
vulcanisch stof, is de totaal verduisterde maan zelfs onzicht-
baar geweest, een geval echter van hooge uitzondering.

MaLeclipsen hebben tegenwoordig alleen waarde, m
zooverre een enkel op bldz. 238 te beschrijven verschijnsel
daarbij een bijdrage kan leveren voor de verbetering van de
steeds wisselende elementen der maansbaan terw^ onder-
zoekingen van de warmteuitstraling tijdens de verduistering
iets leLn kan omtrent de fysische gesteldheid der opper-
vlciktc

Reeds een oppervlakkige beschouwing der V.M. doet
daarop een aantal lichte en donkere vlekken aansclj^DUwen
die te zamen sedert eeuwen zijn samengevoegd tot bekende

figuren, meestal dieren, een leeuw, konijn, kat hond of
hLs. De „man in de maanquot; is echter het meest bekend

Judas en op Groenland is er de volgende aardige legende
omheen geweven: „Een robbenjager Amnga, speelde
„blindeman met een meisje, Malina
„ongemerkt hare hand zwart met roet en f

„den blinddoek van de oogen en tracht Malina te Pakken
„die echter naar den hemel vlucht en daar als Zon bhjft
„schitteren. De robbenjager volgt haar ook daarheen en

„wordt veranderd in Maan. Als hij echter moe en magef
„geworden is van de vervolging gaat hij zich weer vertreden
„op de robbenvangst en blijft dus enkele dagen onzichtbaar-
„Maar dan komt hij weer terug {wassende maan), herneemt
„langzamerhand zijn volle gezicht en de vervolging begint
„opnieuw. „Maar de zwarte vlekken raakt hij niet weer kwijt^
Reeds in het oudst bekende werk over de Maan, dat van
den Griekschen wijsgeer Plutarchusi) (48—125) wordt
verklaard dat het z. g. „gezicht in de maanquot; schijnbaar ont-
staat doordat de Maan, evenals de aarde, grootere en kleinere
diepten, kloven en ravijnen bezit, gevuld met water of
,,donkere lucht.quot;

Het spreekt wel vanzelf dat men vóór de uitvinding der
kijkers niet veel verder kon komen, maar nauwelijks had
deze plaats gehad (1609) of GaHleï, de eerste die meteen
kijker de Maan bestudeerde, kon Plutarchus\' meening ten volle
bevestigen. Hij zag de oneffenheden, teekende de eerste,
natuurlijk zeer oppervlakkige, maankaart en vond een middel
om de hoogte der bergen ruwweg te bepalen. Fig. 76 geeft
de door hem gebruikte kijkertjes, zooals zij thans te Florence
bewaard worden; de objectief-middellijnen zijn 4 en 4.4 cm-,
de lengten 95 en 125 cm., terwijl de buizen van karton zijn-
De eigenlijke maankunde (selenografie) vangt aan met
het werk van HeveHus te Danzig (1611—1687), die niet
alleen aan de verschillende maanformaties namen gaf (dit
hadden anderen vóór hem reeds gedaan) maar ze ook be-
schreef. Voor de namen heeft hij een keuze willen doen uit
die van bekende personen, maar bevreesd enkelen voorbij te
zien en daardoor te kwetsen, gaf hij dit plan op. Aan de
donkere plekken gaf hij de namen van denkbeeldige zeeën
en deze hebben steeds stand gehouden. Zoo vindt men op
een maankaart de Latijnsche namen voor Vochtigheidszee
(Mare Humorum), Zee der Wolken {Mare Nubium), Zee
der Kentering {Mare Crisium), Regen-zee {Mare Irnbrium),
Oceaan der stormen {Oceanus Procellarum), Zee der Vroolijk\'

^eid {Mare Serenitatis) en Zee der Koude {Mare Frigoris).
bergen kregen namen van aardsche formaties, doch daar-
zijn er slechts enkele, zooals de Alpen, de Kaukasus,
\'Ie Karpathen en de Apennijnen bewaard gebleven. De andere
^ijn door Riccoli (1598—1671) naar het oorspronkelijke plan
^an Hevelius veranderd; alle maanbergen werden benoemd
\'^aar bekende personen (waartoe Riccoli ook zichzelf rekende!)
Voornamelijk sterrenkundigen, en zoo is de Maan, naar men
eens zegt, „een astronomische eerezuilquot; geworden.

De eerste metingen op de maanschijf dateeren van Tob.
\'^ayer (1723—1762) die uit de ligging van verschillende
Ponten ten opzichte van het eclipticavlak den stand der
^entelingsas van de Maan afleidde. Omtrent de wenteling
^elve was reeds bekend dat zij geschiedt in denzelfden tijd
daarin een omloop om de aarde volbracht wordt. Het gevolg
^-iervan is dat de Maan steeds dezelfde zijde naar de aarde
Sekeerd houdt. Beweegt men zich rond een tafeltje, zóó
^at men steeds front maakt naar een daarop geplaatst
Voorwerp, dan blijkt het dat men bij terugkeer op het punt
Van uitgang (d. i. na één omwenteling) voor het eerst sedert
bet begin de\'r beweging weder front maakt naar een bepaald,
^fitten de tafel geplaatst voorwerp (d. i. na het volbrengen van
^én omloop). Wij zien dus altijd hetzelfde halfrond der Maan
niemand heeft ooit het andere gezien.
Dit resultaat echter zou alleen dan volkomen juist zijn,
Wanneer 1°. de maansbaan niet excentrisch was, 2°. haar
^lak met dat van den maanaequator samenviel en 3°. de
Waarnemer zich in het middelpunt der aarde bevond. Nu
dit alles niet het geval is, krijgen wij iets meer van de opper-
vlakte der Maan te zien dan voor den ideëlen toestand geldt,
öit verschijnsel heet de „libratie.quot; De 50% van de
^aanoppervlakte welke wij aanschouwen, bestaat uit 41%
«föjd zichtbare oppervlakte en uit 9% oppervlakte, die door
het verschijnsel der libratie onzichtbaar kan worden en
plaats maken voor andere gebieden. 59�er]maanopper-
vlakte is dus te bestudeeren, 41% niet.

een voorname plaats, die met zelf vervaardigde groote
kijkers jaren lang aanteekeningen maakte en schetsen ont-
wierp om de vraag te kunnen beantwoorden of alles op de
Maan doodsch en zichzelf gelijk blijft, of wel dat er ver-
anderingen in de groepeeringen of begrenzingen te zie«
en te volgen zijn, een vraag die veel strijd gegeven heeft
en ook in onzen tijd nog steeds aan de orde is. De moeilijkheid
doet zich hierbij n. 1. voor, dat de wijze van belichting eeti
nog met volledig verklaarden invloed heeft op de wijze,
waarop de verschillende maanpartijen zich voordoen. Toch
breekt het jaar 1800 aan met een vrij goed inzicht in de
maansgesteldheid in het algemeen. Men wist in de eerste
plaats dat het licht der Maan bijna uitsluitend zonlicht
is, maar toch geloofde men nog aan een zeker percentage
eigen licht, een geloof dat eerst in den loop der ig^e eeuW
is komen te vallen. Verder wist men dat er op de Maan geen
werkelijke zeeën of rivieren en ook geen wolken zijn, omdat
de Maan geen water en geen dampkring heeft; de eerste juiste
meeningen hierover vinden wij bij onzen landgenoot Chris-
tiaan Huygens. Alle formaties, bergtoppen, kraterranden,
schaduwen, alles is volkomen scherp geteekend; daarbij is
een dampkring, waardoorheen de verschillende partijen vaag
en gedoezeld en niet steeds op dezelfde wijze zichtbaar zouden
zijn, moeilijk denkbaar. Een sterker argument is echter, dat
de rand der maanschijf volkomen scherp is. Vooreerst zr«^^
wij dit, maar verder bemerken wij het aan het verschijnsel
der „sterbedekkingen.quot; Bij hare Oostwaartsche be-
weging onttrekt de Maan regelmatig de sterren en planeten
die zich schijnbaar op haren weg bevinden, aan ons oog en
nu zou men, als de Maan een dampkring had, de ster,
naarmate de rand der Maan haar naderde, steeds zwakker
zien worden en het verdwijnen der ster zou geleidelijk plaats
hebben. Dit gebeurt echter niet; de ster is in onverminderde
helderheid tot vlak tegen den maansrand zichtbaar en is dan
a. h. w. ineens weg; dit is een sein dat op een deel eener
seconde nauwkeurig aan te geven is en een sterk argument
voor de afwezigheid van een dampkring. Een planeet-schijf

Verdwijnt en verschijnt natuurlijk niet plotseling, maar toch
donder lichtvermindering (Fig. 77).

Bij afwezigheid van een dampkring is ook de aanwezig-
heid van vloeibaar water uitgesloten; dit toch zou een
\'^s.mpkring vormen. Het ontbreken van een dampkring
heeft naa.r alle waarschijnlijkheid ook tengevolge dat de

maanoppervlak te 14 dagen lang zeer sterk verhit wofd^\'
om daarna snel af te koelen tot een temperatuur,
laag dat er van eenig organisch leven moeilijk sprake
kan.

In het jaar 1840 vangt met de invoering der fotografisch\'^
methoden een nieuw tijdperk van het maanonderzoek aai^i
het belangrijke moment in dit tijdperk breekt aan in 188°
met den bouw van den grooten refractor der Lick-sterreH\'
wacht op Mt. Hamilton in Californië, die een direct maansbeelquot;
van 13 cm. leverde, dat vergroot kon worden en daafn^-
nog eens onder het microscoop bestudeerd. Men heeft daaf\'
mede bereikt dat men, om een maatschappelijk beeld t®
gebruiken, eventueel aanwezige steden zou kunnen he^\'
kennen, maar geen afzonderlijke gebouwen (o.quot;5 is i Kl^I\'\'
Met een sterke visueele vergrooting bereikt men. dezelfde
grens.

Behalve de maanatlas der Lick-sterrenwacht en den daaf\'
uit ontstanen atlas van Weinek (Praag) willen wij
twee bekende fotografische maanatlassen noemen, de eeO®
van Loewy et Puiseux te Parijs, de 2^® van W. H. Pickerifg
te Cambridge (Harvard Sterrenwacht), Wij geven in Fig-7°
en 79 enkele reproducties uit den Parijschen atlas. Opva^\'
lend zijn altijd de afzonderlijke lichte punten in de grensliji^
der belichting (d. i. in den z. g. ,,terminatorquot;) wijzere
op groote hoogten die door het zonlicht bereikt worden»
terwijl de omgeving in duisternis gehuld is.

Overigens zagen wij reeds dat de donkere vlekken, di®
men ook thans nog zeeën noemt, geen zeeën zijn, ma^^^
laagvlakten zonder eenig leven. Want alles op de Maan
onder de omstandigheden waaronder zij bestaat volkom®\'^
doodsch. Of men tuurt naar wat men genoemd heeft krater-
meeren, bergketens, bergruggen, walvlakten, ringgebergten»
groote of kleine kraters, het is alles doodsch en levenloos-
Het grootst in aantal zijn de z. g. kraters, vele honder-
den, van zeer groote af met middellijnen van 7 tot 20 KIVI-\'
tot zeer kleine van i KM. toe; naar onze opvattingen zU^
ook deze echter groot, daar bijv. de Etna-krater, ware hij

\'\'\'G- 78. OOSTELIJK HALFROND DER MAAN IN OMKEERENDEN KIJKER.
(Uit: Loewy et Puiseux. Atlas photographique de la Lune).

Op de Maan geplaatst, volkomen onzichtbaar zou zijn. De
benaming krater is trouwens op de Maan gekozen voor een
formatie, die van de kraters der aarde zeer aanzienlijk
afwijkt in vorm en verhoudingen.

Er zijn twee maanformaties die op aarde volkomen on-
bekend zijn, n.1. de „stralenstelselsquot; en de „spleten.quot;De
eerste zijn de meest raadselachtige vormen; terwijl men bij
E. K. nog niets bijzonders aan een bepaalden krater bemerkt,
Vertoonen zich tegen het vol worden der maan tallooze stralen,
die van dien krater schijnen uit te gaan, nagenoeg geen diepte
hebben (want zij werpen geen schaduw), slechts geringe
breedte hebben en zonder richtingsverandering over bergen
en bergranden heenloopen. Er zijn 14 zulke stelsels bekend
en de stralen loopen soms tot over 1/3 der maanoppervlakte
door. Wij geven in Fig. 80 en 81 de twee meest bekende
stralenstelsels, die van de kraters Tycho en Copernicus.

Haast even geheimzinnig zijn de spleten indertijd door
Schröter ten getale van 11 ontdekt, welk aantal thans tot
meer dan iioo gestegen is; het zijn diepe, spelonkachtige
groeven, soms recht, soms gebroken, zeer grillige vormen
vaak zonder scherp aan te geven begin of einde. En ook
zij schijnen zich niet aan bergwanden te storen; zonder
eenige merkbare verandering banen zij er zich een weg
door.

Talrijk zijn de hypothesen geweest die voor het ontstaan
der maanvormen een min of meer aannemelijke verklaring
gaven, talrijk ook de middelen die bedacht zijn om kunst-
matige kraters te vervaardigen als steun voor bepaalde
theorieën. Men kan echter die pogingen nog niet als gelukt
beschouwen; nagenoeg alle kunstmatige maankraters ge-
lijken wel voor het oog sterk op de natuurlijke, maar zij
verdragen niet den scherpen toets der metingen. De ver-
houdingen der kraterafmetingen, de hellingen der krater-
Vvanden enz. hebben zeer bepaalde waarden en het is niet
gemakkelijk deze door een enkel kunstmatig proces te voor-
schijn te roepen; het verste heeft het enkele jaren geleden
Ebert hierin gebracht, die zijn kraters liet ontstaan uit een

Het moderne maanonderzoek] houdt zich voornamelijl\'
bezig met het bestudeeren van^de optische eigenschappen
der gesteenten. Het spectrum der Maan kan, daar het slechts
een veel lichtzwakkere nabootsing van het zonnespectrum
is, geen noemenswaardige bijdrage tot dit onderzoek leveren
en zoo is men aangewezen op andere fysische methoden-
Wij noemden reeds het bepalen van de albedo der verschil\'
lende plekken en willen er thans aan toevoegen de kleuren-
fotografie en de polarisatiemetingen. De eerste
wordt toegepast door vóór de fotografische plaat z. g-
,,kleurenfiltersquot; te plaatsen, die slechts een bepaald spec-
traalgebied doorlaten; met de tweede methode wordt het
volgende bedoeld: wanneer licht onder een bepaalden hoek
wordt teruggekaatst wordt de intensiteit geringer. Wij ont-
moetten dit beginsel reeds op bldz. 190 als middel om doof
herhaalde terugkaatsingen onder dien hoek het licht van het
beeld der zon te temperen. Die bepaalde hoek, ,,de pola-
risatiehoekquot; is voor elke stof anders en kan nauwkeurig
gemeten worden. De onderzoekingen in deze richting hebben
Landerer (te Meudon bij Parijs) o. a. geleerd dat de ,,zeeën\'
van de Maan denzelfden polarisatiehoek hebben als enkele
op aarde bekende brooze lava-gesteenten (obsidiaan, vitro-
phyr e. a.).

In deze richting zullen ongetwijfeld nog vele belangrijke
resultaten bereikt kunnen worden.

Vermelden wij ten slotte, dat een volledig overzicht van
alles wat het maanonderzoek in den loop der tijden heeft
opgeleverd, te vinden is in ,,Die Wissenschaft,quot; Heft 37\'
Vergleichende Mond- und Erdkundequot; von Dr. S. Günther,
(Braunschweig 1911).

FIG 81 STRALENSTELSEL VAN DEN KRATER COPERNICUS.
(Uit: The Decennial Publications of the University of Chicago. Vol. VIII).

Zwaartekracht aan de oppervlakte der Maan = 0.17 X
die aan de oppervlakte der aarde.

Gemiddelde afstand tot de aarde = 60.27 X den aeqator-
straal der aarde = 384420 KM. (var. tusschen 363310 en
405530 KM.)

|E planeet Mercurius staat zóó dicht bij de
zon en heeft een zóó kleine schijf tot 12quot;)
dat het onmogelijk is met eenige zekerheid
iets van den toestand en de eigenschappen van
hare oppervlakte te weten te komen. Zij heeft
onder de daarvoor gunstigste omstandigheden de helder-
heid van Sirius, maar blijft, zooals wij zagen (bldz. 88) slechts
een enkelen dag als zoodanig zichtbaar. Haar spectrum
leert nagenoeg niets; het is, evenals dat der maan,
een verzwakt zonnespectrum. De albedo is 0.15, d. i-
dezelfde als die der maan, zoodat ook Mercurius geen of
nagenoeg geen dampkring zal hebben; uit de aanwezigheid
van een lichten ring rond de schijf der planeet, bij den aan-
vang of het einde van een overgang over de zonneschijf,
heeft men vroeger wel eens het besluit getrokken dat de
planeet door een dichten dampkring omgeven was, maaf
later heeft men, daar het zien van dezen lichtkrans van de
gebruikte instrumenten en van den waarnemer afhankelijk
bleek, het verschijnsel aan een optisch-fysiologische oorzaak
toegeschreven.

1) Mercurius is als avondster het beste te zien in het voorjaar, daar
dan (zie bldz, 340) de ecliptica een grooten hoek met den horizon maakt.

Algemeen wordt tegenwoordig aangenomen, dat Mercurius,
evenals de maan, haar omloop en hare aswentehng m den-
zelfden tijd volbrengt, n. 1. in 88 dagen. Volkomen zeker is
dit resultaat intusschen niet; het is afgeleid o. a. door Schia-
parelli en Lowell uit het doorloopend zichtbaar zijn der
zelfde plekken, maar deze zijn altijd zeer vaag zichtbaar en
waarschijnlijk een samenvoeging van eenige kleine plekken.
Spectroscopisch is het nog niet gelukt de omwentehnp-
snelheid af te leiden, daar de lijnverschuivingen die er het
gevolg van zouden zijn, te gering zijn om met de bereikbare
dispersie uitgemeten te kunnen worden.

Ook van de planeet Venus is tengevolge van hare nabijheid
tot de zon weinig bekend; hare oppervlakte-gesteldheid
moet echter aanzienlijk van die van Mercurius verschillen,
want hare albedo is grooter dan die van versche sneeuw, n. 1.
0.8, ongetwijfeld een gevolg van de aanwezigheid van een
dampkring met sterke wolkvorming. Ook het feit dat Venus
in benedenconjunctie, dus theoretisch onzichtbaar zijnde,
is waargenomen omgeven door een zeer fijnen lichtenden
ring, geldt als eene aanwijzing hiervoor. Een gevolg van
dit verschil met Mercurius is een geheel ander verloop van de
helderheid met de fase dan bij deze.

Venus kan zóó helder worden dat haar lichtsterkte 60
maal zoo groot is als die van Arcturus; zij werpt dan een

duidelijke schaduw, bijv. van een wandelstok, en is vooral
in streken met doorzichtigen dampkring zelfs op den middag
met het bloote oog te zien. Ook in Nederland is dit wel eens
gelukt, mits eerst een kijker op Venus werd gesteld en
daardoor de richting, waarin men turen moest, nauwkeurig.

Venus vertoont nu en dan het bij de maan besproken
verschijnsel van het „aschgrauwe lichtquot; even voor efi na de
„nieuwe Venusquot; (benedenconjunctie). Een afdoende ver-

klaring hiervan is niet gegeven; tengevolge van den grooten
afstand, kan het niet meer van de ,,volle Aardequot; afkomstig
zijn, en dat het, zooals wel eens vermoed is, afkomstig zoU
zijn van een verspreiding van het licht van den zooeven
genoemden dampkringsrand in het van de zon afgewende
dampkringshalfrond, is moeilijk aan te nemen, daar die
hoeveelheid verspreid licht, ook naar analogie van wat
daarvan in den dampkring der aarde wordt waargenomen,
uiterst gering is. Het feit bovendien dat dit aschgrauwe
licht volstrekt niet bij elke benedenconjunctie gezien wordt
en overdag, dus tegen een helderen achtergrond, meer dan
des avonds tegen een donkerder achtergrond, maakt de
verklaring ervan niet gemakkelijker.

De omwentelingstijd van Venus is, evenmin als die van
Mercurius, met zekerheid bekend, daar zoowel de waar-
neming van vlekken als die der randsnelheden tot verschillen-
de uitkomsten heeft geleid. Of de resultaten, verkregen uit
vlekkenwaarnemingen, eenige waarde hebben, is twijfel-
achtig; tegenover de talrijke, vooral uit de jaren 1870—1890
afkomstige Yenus-teekeningen, die altijd vlekken vertoonen,
staat in latere jaren de besliste verklaring van een uitmuntend
waarnemer als Barnard, dat met de groote\' Lick- en Yerkes-
kijkers vlekken nooit te zien zijn en dat hij slechts éénmaal
iets als een vage aanduiding van een vlek heeft meenen te be-
speuren. Anderen leidden echter met beslistheid een bepaalden
omwentelingstijd uit vlekkenwaarnemingen af, zoo bijv. de
Vico (1840) 23 quot;20™ 15®, Brenner (1895) 23 quot; 57 ■quot;7S.5,
Flammarion en Trouvelot 24 quot; . Maar Schiaparelli (1878) 225
dagen; de vlekken blijven steeds dezelfde, de planeet keert
ons steeds dezelfde zijde toe, haar omwentelingstijd is dus
gelijk aan haar omloopstijd. Perrotin (1890) verkreeg dezelfde
uitkomst.

De spectroscopische methode is het eerst {1900) door
Belopolsky aan de sterrenwacht te Pulkowa toegepast, later
(1902) door Lowell en Slipher in Amerika. Uit de meting
der verplaatsing van de spectraallijnen leidde de eerste
krachtens het beginsel van Doppler een radiale snelheid

van de Yenusranden af van 0.9 KM., de laatsten eene van
0.015 KM., vyelke waarden overeenkomen met omwentelings-
tijden van 12 uur en 30 dagen. Ook hier dus zeer verschillende
uitkomsten; een rotatie van 225 dagen, zooals Schiaparelli
die aangeeft, is spectrografisch niet af te leiden, omdat de hier-
mede overeenkomende verplaatsing der spectraallijnen te
gering is.

Wij hebben de bovenstaande waarden gegeven zooals
zij van de waarnemers afkomstig zijn, met opzet, omdat zij
een sprekend voorbeeld leveren van een verkeerd inzicht
in de bereikbare nauwkeurigheid en een vooringenomenheid
met eigen uitkomsten, zooals ze helaas maar al te vaak
zoowel in wetenschappelijk werk als in het dagelijksch
leven voorkomen. Dat Brenner uit de waarneming van
onzekere objecten, als vlekken op de schijf van Venas, hare
rotatie afleidt tot in tiende deelen eener seconde, en dat
Lowell en Slipher, waar met hun instrument de radiale
snelheid gemeten wordt met een fout die stellig grooter is
dan o.i KM., aan een einduitkomst in drie decimalen
eenige waarde toekennen, dit zijn twee gevallen van een
verwonderlijke overschatting van eigen uitkomsten.

Zoo zien wij dat van de beide binnenplaneten onze kennis
tot eenige algemeenheden beperkt is; de toekomst zal deze
kennis moeilijk snel kunnen vermeerderen, tenzij die der
rotaties door verbetering van de techniek der spectroscopie.
Ook van Venus zijn nooit satellieten ontdekt geworden.

Mars is de eenige buitenplaneet die kleiner is dan de
aarde, een reden te meer om voor hare bestudeering de
tijden van oppositie af te wachten; onder de gunstigste
omstandigheden schittert Mars aan den hemel als een 7
maal zoo groote en een 60 maal zoo heldere schijf, als wanneer
zij in conjunctie zoo ver mogelijk van ons verwijderd is.
Maar ook de opposities zijn, zooals wij (bldz. 184) zagen, niet
alle even gunstig, daar de loopbaan een betrekkelijk groote
excentriciteit bezit, zoodat bij de eene oppositie de helderheid

4 maal zoo groot kan worden als bij een andere. Voegt men
daarbij nog den eisch, dat de planeet gedurende dien tijd hoog
aan den hemel moet komen om een zoo rustig mogelijk beeld
te geven, dan volgt daaruit dat de gelegenheid zich slechts
sporadisch voordoet, de beantwoording der zoo belangrijke
vraagpunten na te vorsehen. Deze ontstaan ook hier weder
uit de moeilijkheid, het waargenomene bevredigend uit te
leggen.

Onze beroemde landgenoot Huygens ontdekte reeds in
1672 de Zuidpoolkap van Mars, d. w. z. hij bespeurde ter
plaatse waar de Zuidpool zich bevindt een ronde, schitterend
witte plek, die hij dadelijk, eenvoudig naar analogie van
wat men op aarde waarneemt, aan ijs- of sneeuwmassa\'s
toeschreef; kort daarna merkte Maraldi hetzelfde bij de
Noordpool op en sedert dien vormen de beide poolkappen
het onderwerp van veler en velerlei bestudeering. Talrijk
zijn verder, vooral in de helft der ig\'*® eeuw, de teekeningen
van Mars, die in hoofdtrekken met elkaar overeenkwamen
en leerden dat er op Mars te zien waren drie formaties,
1°. donkere, grijsblauwe plekken die men ,,zeeënquot; heeft ge-
noemd naar analogie met de donkere maanplekken, 2°. lichtere,
vaak oranje- en roodgetinte plekken, die men als ,,v as te-
land enquot; pleegt aan te duiden, en 3°. smalle, donkere, ge-
bogen banden, waaraan men, met even weinig recht, den
naam „rivierenquot; heeft gegeven. Al deze plekken hebben
namen gekregen, eerst in navolging van Proctor die van
beroemde sterrenkundigen, later in navolging van Schia-
parelli die van mythologische oorden. Eerst na de opposities
van 1877 en 1879, toen deze Milaneesche geleerde zijn opgang
makende ontdekkingen deed, werden aan de zeeën, landen
en rivieren de zg. „kanalenquot; toegevoegd. De oppositie van
1877 was zoo gunstig mogelijk; talrijke details, vroeger
niet opgemerkt, werden daarbij ingeschetst, voornamelijk vele
rivieren, die echter grootendeels smaller en langer waren
dan de reeds bekende. En twee jaar later, toen Schiaparelli
hun aantal als nog veel aanzienlijker had vastgesteld,
kon hij tevens twee belangrijke conclusies trekken: de

nieuwe rivieren behouden, op weinige uitzonderingen na, over
hunne volle lengte dezelfde richting en ten tweede loopen
zij niet van het vasteland naar zee, maar verbinden twee
zeeën. Vasthoudende aan de eenmaal gebruikelijke termino-
logie noemde hij ze „canali,quot; straten of zee-engten. Algemeen
is echter, en dit is het begin der beroering, in alle talen het

woord kanalen aangenomen, waarmede iets aangeduid
wordt dat Schiaparelli feitelijk niet bedoeld heeft. Zijn eerste
teekeningen gaven niet minder dan 82 „canali;quot; waar ze
elkaar kruisen bevinden zich meestal kleine ronde plekken,
iets donkerder dan de kanalen. Hij noemde deze ,,meren.quot;
Fig. 82 geeft Mars-teekeningen zonder kanalen, van Kaiser
te Leiden, die in 1872 de eerste geheel op eigen aanschouwing
berustende Mars-kaart ontworpen heeft. Fig. 83 geeft Mars-
teekeningen met kanalen van Schiaparelli (1835—1910).

Aan de waarheid der beweringen van Schiaparelli mocht
niet getwijfeld worden; de ongewone gezichtscherpte van
den waarnemer en vooral zijn uitmuntend instrument kon-
den samengewerkt hebben om hem te doen aanschouwen, wat
vóór hem andere geoefende waarnemers vaak met grootere
kijkers (Kaiser bijv.) niet vermochten. Maar het was wel
verwonderlijk dat gelijktijdig met Schiaparelli niemand de-
zelfde resultaten oogstte; wèl zagen verscheidene waarnemers
de kanalen nadat de beweringen van Schiaparelli bekend
waren geworden, maar daar tegenover stonden dadelijk velen
die er niets van zagen.

De verwondering werd echter nog grooter, toen Schiaparelli
in 1882 verklaarde dat 17 der door hem ontdekte kanalen
op gezette tijden, die met de wisseling der jaargetijden van
Mars verband schenen te houden, dubbel werden gezien als
twee flauwe, nagenoeg zuiver evenwijdige lijnen! Van dat jaar
af is het kamp der Marswaarnemers verdeeld in twee elkaar
vijandige partijen. De eene, die wij gemakshalve die der
„kanalistenquot; zullen noemen, en aan welker spits de Ameri-
kaan Lowell staat, neemt als onomstootelijk vast aan, dat
alles wat ons oog op Mars ziet reeël is; zij voegt aan de
zeeën, rivieren en kanalen nog ,,oasenquot; toe, waar de kanalen
ontspringen en die als bevolkingscentra kunnen beschouwd
worden. Zij ziet in de zeeën welig begroeide velden en in de
kanalen uitgestrekte oevers, bebouwd door wezens, wier
levensbestaan, afhankelijk zijnde van eenzelfden factor: de
smeltende massa\'s der poolkappen, gelijkmatig voortduurt in
eeuwige eendracht en vrede. ,,When a planet,quot; zegt Lowell,
,,has attained to the age of advancing decrepitude and
,,the remnant of its water supply resides simply in its polar
,,caps, these can only be effectively tapped for the benefit
,,of the inhabitants when arctic and equatorial peoples
,,are at one. Difference of policy on the question of the
,,all-important watersupply means nothing short of death.
,,Isolated communities cannot there be sufficient unto
,,themselves; they must combine to solidarity or perish.
„From the fact therefore that the reticulated canal system

»is an elaborate entity embracing the whole planet from
gt;iOne pole to the other we have not only proof of the world-
»wide sagacity of its builders, but a very suggestive side-
»light to the fact that only a universal necessity such as
»Water could well be its underlying cause.quot;

De andere partij, welke wij die der „anti-kanalistenquot;
Zullen noemen, en aan welker spits in Italië Cerulli, in
frankrijk Antoniadi, in Engeland Maunder gesteld zijn,
quot;^^erdrijft al dit schoone hardvochtig naar het land der optische
iilusie. Met deze twee partijen zijn echter alleen de uitersten
aangegeven, het spreekt vanzelf dat er talrijke tusschen-
Partijen ontstaan zijn.

Dat bijna alle formaties op Mars in meerdere of mindere
niate onbestendig zijn, staat voor alle partijen vast. Fig. 84
rnaakt dit reeds voor de poolkappen duidelijk; het zijn teeke-
riingen van Barnard aan den grooten Lick-kijker (d = 91 cm.)
Van de sterrenwacht van dien naam (Mount Hamilton, Cali-
fornië). Bij den aanvang der Mars-lente^) besloeg deze poolkap
een oppervlakte van 945000 vierkante Kilometers) welk be-
drag, naarmate het zomerpunt naderde, gestadig verminderde
tot ze, 80 dagen nadat de zon haar hoogsten stand had
ingenomen, totaal verdwenen was, om eerst 73 dagen vóór
het wintersolstitium weder zichtbaar te worden.

Niet alleen de poolkappen echter, ook de lichte en donkere
plekken zijn onbestendig, en nu merkte Lowell op dat dit
Ook met de kanalen het geval was. Lowell heeft honderden
kanalen gezien en opgeteekend, zoo fijn en scherp als ge-
spannen draden en alles aangeteekend wat hij ook maar
even zag. Fig. 85 geeft een Mars-beeld van Lowell, dat echter
niet den indruk mag vestigen als zou men de planeet ooit
Zoo zien. Daarvan is geen sprake; de meeste kanalen, die hier
Weergegeven zijn, zijn nooit gelijktijdig zichtbaar en de kaart
is eene compilatie van talrijke schetsen, die ettelijke weken
uiteen kunnen liggen en op elk waarvan slechts een paar
kanalen zichtbaar zijn.

Het Mars-jaar telt 687 dagen, de Mars-dag 24,6 uren terwijl de
poolas der planeet 24°5o\' op het vlak van hare loopbaan helt.

Lowell heeft uit een zeer groot aantal van dergelijke schet-
sen tot een soort „opbloeiingsprocesquot; van een hypothetische
Mars-vegetatie besloten, met het smelten van de pool-

sneeuw als eerste periode. Tevens vond hij 1°.. dat het sneeuw-
water den weg van de pool tot den aequator met eenparige
snelheid aflegt; 2°. dat het opbloeiingsproces, in strijd met

de natuur, tot voorbij den evenaar voortgang heeft, en deze
twee uitkomsten hebben hem tot de overtuiging gebracht
dat de Marskanalen kunstmatig zijn aangelegd.

Volgens de ,,antikanalistenquot; echter zijn alleen enkele
der breedere en altijd zichtbare kanalen reëel, d. w. z.
^et zijn doorloopende strooken, waarvan men verder niet
^eel weet, maar het z.g. ,,geometrische kanalennet,quot; dat,
^ooals Lowell eens gezegd heeft, ,,als gespannen telefoon-
draden over de schijf gevlochten is,quot; is niet reëel. Deze meening
■T^oet wel geuit worden, wanneer plotseling één waarnemer
^et één bepaald instrument van middelbare grootte, forma-
ties op een planetenoppervlakte ziet, die vóór hem niemand
°oit gezien heeft, noch in kijkers van dezelfde, noch in kijkers
^an grootere afmeting, en in latere jarèn heeft de verklaring
^eld gewonnen dat men hier te doen had met een zeer goed
instrument, dat in een buitengewoon gunstige luchtgesteldheid
quot;Tieer en fijnere details kon verraden dan andere kijkers in
minder goede lucht, dat deze fijnere details echter, aan de
drens van zichtbaarheid staan en zelfs (al moge dit paradoxaal
klinken) daar overheen. Het oog voegt dan de intensiteit
^an vele kleine vlekjes bijeen en vereenigt ze tot iets,
dat nu geen beeld meer is van een reëel object. Liggen
die vlekjes in bepaalde richtingen, dan interpreteert het
rnenschelijk oog ze als eenvoudige lijnen. Een duidelijke
aanwijzing van deze fictie was de ontdekking dat men,
naarmate men het Mars-beeld langer bestudeert, beter in
staat geraakt kanalen te zien. Men leert a. h. w. de kanalen
2ien, naarmate men intenser tuurt om zelfs datgene wat
nauwelijks zichtbaar is, als een concreet beeld op te vatten.
Dit geldt in hoofdzaak voor kleinere kijkers, waarvoor inder-
daad de fijnere details aan de grens van zichtbaarheid zijn, en
eveneens voor den kijker van Lowell, die wel een objectief van
60 cm. heeft, maar de kanalen alleen dan goed toont, wanneer
dit door diafragma\'s tot een van ongeveer 20 cm. wordt terug-
gebracht 1 De groote kijkers, gebruikt met hunne volle opening,
zooals die te Meuden (83 cm.), Lick (91 cm.) en Yerkes
(102 cm.) hebben op Mars nog nooit kanalen geopenbaard.

Douglass, die jaren lang assistent bij Lowell is geweest efl
daar een vurig kanalist was geworden, zag ten slotte op
elke schijf kanalen, o.a. op die van Yenus en op die van één
der satellieten van Jupiter, die noch vóór, noch na hem doof
iemand zijn weergezien.

men met een zeer zwakke vergrooting kanalen in het beeld
der maan kan zien als verbinding van aan de zichtbaarheids-
grens gelegen kleine formaties.

In 1903 besloten de Engelsche sterrenkundige Maunder
en de medicus Evans tot het nemen van een fysiologische
proef op Mars-teekeningen, om te trachten proefonder-
vmdehjk aan te toonen dat men onder zekere omstandigheden
een regelmatig net van rechte lijnen als beeld kan krijgen
van iets anders, en de omstandigheden die daarop van invloed

FIG. 87. COPIEEN VAN HET TEHKENVOORBEELD VAN MAUNDER
(Uit: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society LXIII).

2ijn na te vorschen. Deze proef komt in het kort hierop neer:
plaats tegenover verschillende Mars-teekeningen op ver-
Schillende afstanden een aantal eenigszins geoefende teeke-
naars en laat hen onafhankelijk van elkaar, in een voor allen
even grooten op papier getrokken cirkel, alle details weer-
geven, die zij op de vóór hen geplaatste teekening zien of
meenen te zien.

De 20 teekenaars, 12 tot 14 jaar oud, waren de beste
leerlingen der teekenschool van Greenwich Hospital; geen
Van hen had vóór het nemen der proef ooit iets aangaande
de kwestie der Mars-kanalen vernomen. Maunder plaatste
heil op afstanden, afwisselende tusschen 5 en 19 M.;
de modellen hadden een middellijn van 8 tot 16 cm. Een
daarvan (Fig. 86) is ontleend aan de als Fig. 83 opgenomen
teekening van Schiaparelli; de hoofdtrekken daarvan zijn
overgenomen, maar de twaalf kanalen zijn in het teeken-
voorbeeld weggelaten en de ruimte is, inplaats van daarmede,
gemarkeerd met kleine, donkere stippen en eenige dunne,
flauwe en onregelmatig gebogen lijnen. Fig. 87 geeft de
teekeningen der leerlingen, geplaatst op de daarboven aange-
geven afstanden. Met ziet daaruit dat op 5 M. het voor-
beeld vrij getrouw is nagebootst, op 6 M. (niet in de figuur
opgenomen) is er slechts één leerling, die precies teekent wat
het voorbeeld geeft, en één die gedeeltelijk kanalen teekent,
maar op 7 en 8 M. worden zonder aarzelen kanalen geteekend,
op 9 M. weer gedeeltelijk en op 10 en 11 M. blijft de ruimte
nagenoeg ledig. Niet alleen echter werd wat geen kanaal
Was, geteekend als zoodanig en wel juist zooals Schiaparelli
het aangaf, maar bovendien teekenden twee leerlingen
eenzelfde kanaal éaXniet op Schiaparelli\'s teekening voorkomt.

Nu nam Maunder hetzelfde model, maar plaatste de
leerlingen in andere volgorde, en wat gebeurt er? De zeven
leerlingen die bij de eerste proef kanalen hebben geteekend,
teekenen nu, op veel grooteren afstand gezeten, weer kanalen,
in tegenstelling met hunne onbevooroordeelde voorgangers.

Dit is slechts eene der talrijke proefnemingen, welke alle
tot dezelfde uitkomst leidden, en die later telkens o. a. door

De proef van Maunder bewijst natuurlijk niet dat er geen
kanalen zijn, maar toont alleen aan dat de „kanalistenquot;
niet het recht hebben uit de visueele waarnemingen tot
hun werkelijk bestaan te besluiten. Het duurde niet lang»
of Lowell had zijn antwoord gereed in den vorm van McirS\'
fotografieën waarop de kanalen zichtbaar zijn!

Het is langen tijd een uiterst moeilijke taak geweest om
van een zoo kleine planeet als Mars, met een zeer ongelijk
en voornamelijk rood getinte oppervlakte, een behoorlijk
fotografisch beeld te verkrijgen. Ook hier zijn Lowell en zijn
helpers de baanbrekers; met behulp van een kleurenfilte^\'
zonderden zij het golflengte-gebied af, waarvoor het objectief
van den kijker het beste gecorrigeerd was en lieten
fotografische platen vervaardigen die voor dit gebied de
grootste gevoeligheid hadden. In 1905 berichtten zij dat
de kanalen van Mars gefotografeerd en dus reeël waren-
Alleen de oorspronkelijke negatieven kunnen ze echtef
toonen; een reproductie daarvan toont de kanalen nooit en
dit is niet te verwonderen. Het objectief van den kijker van
Lowell geeft het brandpuntsbeeld van Mars als een schijfje
van ongeveer 1.5 mm. middellijn; door een vergrootings-
inrichting (bldz. 118) wordt het beeld op de plaat een
schijfje van 4 mm; maakt men hiervan ten behoeve
van een behoorlijke reproductie een positieve vergrooting»
daarvan weer een negatief en ten slotte hiervan de repro-
ductie, dan zijn intusschen alle fijnere details verloren
gegaan. Lowell beweerde dat op de oorspronkelijke negatieven
38 kanalen zichtbaar waren, de Fransche sterrenkundige
Moreux echter heeft na een grondig onderzoek verzekerd,
dat geen enkele lijn met zekerheid geconstateerd kon worden-
Zoo bleef de strijd met onverminderde kracht voortwoeden;
Lowell rustte in 1907 eene speciale Mars-expeditie naar
Chili uit, omdat de planeet daar een groote hoogte boven
den horizon bereikte; deze expeditie heeft in 33 dagen tijds
niet minder dan 7000 fotografische beelden van Mars bijeen-

gebracht, die nog niet alle onderzocht zijn. Maar welke
baarde die opnamen ook mogen hebben als fotografisch
dossier van de „permanente formaties,quot; tegenover de kwestie
\'^er kanalen is hunne waarde gering. De fotografie kent
even goed optisch bedrog als het menschelijke zien; men
fotografeert een brandpuntsbeeld dat een onwerkelijke
^ichtverdeeling van allerlei aard vertoonen kan. Van dit
•Optisch bedrog zijn bewijzen te over. 1°. vertoont de zeker niet
quot;^eëel zijnde „black dropquot; (bldz. 178) bij Venus-overgangen

2ich ook op een fotografische opname ervan; 2°. heeft men
door micro-fotografieën van diatomeeën-schalen (wieren)
te nemen met objectieven van verschillend scheidings-
vermogen, lijnvorming gekregen (Fig. 88) en 3°. vertoonen
Onder bepaalde omstandigheden fotografische opnamen
Van een Mars^model, zooals Maunder het inrichtte, kanalen!
Ook in dezen strijd zijn de groote instrumenten mee gaan
spreken. Fig. 89 vertoont foto\'s van Mars, aan den Yerkes-
kijker verkregen met een belichtingstijd van 3 a 4 sec.;
Wanneer gedurende dien tijd het beeld een enkele seconde

in beroering is door slechte lucht a.a. is de opname bedorven-
Het „volgenquot; (bldz. 159) geschiedt hier door een dradenkruis
de poolkap te laten halveeren.

Van deze beelden vertoonen de oorspronkelijke negatieven
geen kanalen, evenmin als die welke in 1909 met den Mount-
Wilson-spiegeltelescoop verkregen werden. Zoo lijkt het
alsof de ,,kanalistenquot; een hopeloozen strijd voeren, waarin
zij echter geen kamp geven; telkens doen nieuwe waar-
nemingen en nieuwe theoretische beschouwingen de g®\'
moederen van beide partijen tot nieuwen strijd ontbranden-

Een tweede belangrijk hoofdstuk over de planeet ikför^
handelt over haar dampkring. Dat deze er is wordt vrij alge-
meen aangenomen; vooreerst wijzen de poolverschijnselen
er op en 2°. zijn herhaaldelijk de permanente formaties
op Mars „gedoezeldquot; gezien, alsof ze door lichte sluiers of
ijlen.mist half aan het oog onttrokken werden. Reeds vóór
1890 heeft men getracht langs visueelen weg uit te maken
of die dampkring een meetbare hoeveelheid waterdam?
bevat en in hoeverre hij dus met den dampkring der aarde
te vergelijken is. Het bleek echter reeds spoedig, dat me
met visueel werk dit doel niet kon bereiken en de hulp der
fotografie moest inroepen. Daartoe heeft men twee zeer
verschillende methoden aangewend; de i®\'® berust op het
eventueel waarnemen van een intensiteitsvermeerdering
der „tellurische lijnenquot; (bldz. 202) van het Mars-spectrum,
de op het eventueel waarnemen van een verdubbeling
dezer lijnen.

1ste methode. De spectra van de maan en van Mars,
copieën van het zonnespectrum, vertoonen beide de tellurische
lijnen.; immers het licht van beide heeft den dampkring
der aarde doorloopen en als men de spectra fotografeert
wanneer ze een gelijke hoogte boven den horizon hebben
bereikt, zijn door de gelijke dampkringswegen de tellurische
lijnen in beide even krachtig. Dit is evenwel niet langer het
geval als, Mars een dampkring heeft die waterdamp bevat;
het van deze planeet komende licht heeft dan tweemaal

^ien dampkring doorloopen en van de tellurische lijnen
bullen dan de waterdamplijnen in het spectrum van Mars
krachtiger optreden dan in dat der maan. De theorie
is ook hier echter eenvoudiger dan de practijk, daar o. a.
de waterdamp-lijn a van het spectrum eigenlijk een band is
van zulk een band is de toename der donkerheid inet
®en zeer klein percentage van haar bedrag, uiterst moeilijk
^ast te stellen, en allerminst te „onthouden,quot; hetgeen toch
^ou moeten geschieden wanneer men de spectra eenigen
^ijd na elkaar visueel zou bestudeeren; vandaar de pogingen
■^et spectrogrammen. Weer is het Lowell, die den krachtigen
stoot geeft en tevens een nieuwen strijd doet ontbranden,
^erst in 1905 waren er fotografische platen verkrijgbaar, die
de vereischte ■ gevoeligheid voor roode straling hadden, en
Zoowel toen als in 1907 heeft men op Lowell Observatory
énkele zeer goede spectrogrammen verkregen; deze zijn door
^ery onderzocht, die als uitkomst verkreeg dat de a band
^an Mars 4.5 maal zoo krachtig was als die van de maan
daaruit volgen zou dat de dampkring van Mars 1.75 maal i)
Zooveel waterdamp bevat als die boven Lowell Observatory,
^aar dit zeer droog gelegen is, zou dan toch Mars nog bij
de aarde achter komen te staan. Onderzoekingen van den
^Uurstofband B, gaven, ofschoon in veel geringere mate,
Eveneens een positief resultaat. Daarentegen konden de
Waarnemers der Lick-sterrenwacht, die op Mount Whitney
dezelfde methode hadden toegepast, niet met zekerheid
Vaststellen dat in het eene spectrum de tellurische lijnen
\'krachtiger waren dan in het andere. Waar hier de beste
®Pectroscopisten met elkander in strijd komen, blijkt het
^oel moeilijk volgens de aangegeven methode te bereiken,
het maakt den strijd niet minder belangwekkend, dat
^e beide partijen, onafhankelijk van elkaar, het vraagstuk op
^en geheel andere wijze trachtten op te lossen, Lowell
Weer het eerst, Campbell van de Lick-sterrenwacht iets
later.

2de methode. Wanneer Mars in oppositie is (en dit is de
gunstigste gelegenheid om de zooeven besproken methode
toe te passen), staat de richting van hare beweging loodrecht
op die naar de aarde en de planeét heeft dus ten opzichte vaii
de aarde geen snelheid in de gezichtslijn. Het onderzochte
Mars-spectrum heeft een a-band krachtens den dampkring
der aarde en krachtens dien van de planeet, maar deze liggers
volkomen op dezelfde plaats, zij bedekken elkaar en ver-
raden dit door een krachtiger optreden; wanneer men echtef
een spectrogram van Mars neemt niet in oppositie, maaf
lang daarvóór of daarna, dan heeft men te doen met een
lichtbron die ten opzichte van de aarde een ,,radiale snel\'
heidquot; van ongeveer 20 KM. per seconde heeft. Niet alleei^
de planeet zelve, maar ook een eventueele dampkring heeft
die snelheid, haar waterdampband krijgt dus, uit hoofde
van het beginsel van Doppler, een kleine verplaatsing ef
men moet nu niet onderzoeken of er twee banden over elkaaf
liggen, maar of zich van den waterdampband der Aard^
een waterdampband van Mars losmaakt.^) Ook hier is de theorie
eenvoudig, de practijk zeer moeilijk; de aanwezige radiale
snelheid is ten eenenmale onvoldoende om de twee banden
werkelijk gescheiden te zien; in het gunstigste geval kan
door het verschijnsel een geringe verbreeding van den
a-band naar ééne zijde plaats hebben, welke uit een be-
paling van het midden van den band blijken moet. De tweede
methode vereischt derhalve, in tegenstelling met de eerste»
een groote dispersie; de beide methoden verschillen essen-
tieel en de uitkomst der laatste werd met spanning afgewacht-
Zij bracht echter opnieuw teleurstelling. Er was geen meet-
bare verbreeding van den band en even weinig resultaat
had 5 jaar later de andere partij; met uitstekende hulp-
middelen toegerust en met aanwending van een zeer groote
dispersie, kon Campbell in 1909 uit een onderzoek van
ongeveer 15 waterdamp- en 7 zuurstoflijnen geen spooquot;^

i) Hetzelfde zou theoretisch ook ten allen tijde moeten geschieden M
een bestudeering van het rand-spectrum van Mars-, de wentelingssnelhe\'quot;
is daartoe echter\' te gering.

at wil niet zeggen dat er dus in den dampkring van Mars
^bsoluut geen waterdamp is; de onzekerheid in de metingen
^at een dergelijke positieve bewering nooit toe; zij was,
dit behoeft bij dergelijke metingen niet te verwonderen,
^melijk groot, zoodat men de uitkomsten slechts in dezen
Vorm kan samenvoegen: de atmosfeer van Mars bevat
stellig minder dan 1/5 van de hoeveelheid waterdamp, die
ijdens de waarnemingen aanwezig was in den dampkring
boven de Lick-sterrenwacht.

Wil in volgende jaren dit onderzoek meer vruchten
dragen, dan moet men een nog grootere dispersie kunnen
^anwenden en kunnen beschikken over fotografische platen,
die zeer gevoelig zijn en toch een veel fijnere korrel-
structuur hebben dan de tot nu toe gebezigde.

Ook bij het onderzoek der poolkappen doen zich eigen-
aardige moeilijkheden voor; reeds dadelijk deze, dat men wel
bun verdwijnen, maar niet hun vorming kan waarnemen,
^dat ze dan in den poolnacht van Mars verscholen liggen,
tornen zij daaruit te voorschijn, dan hebben zij, zooals wij
^agen, een groote uitgestrektheid, welke gaandeweg ver-
l^indert, tot ze geheel of nagenoeg geheel verdwenen zijn.
^it proces gaat niet regelmatig en het midden van de pool-
kap valt niet samen met de pool. Bovendien vertoont ze
een donkeren, meestal blauwachtig genoemden smeltrand
en verdwijnt sneller boven de lichte dan boven de donkere
plekken. Een afdoende verklaring van dit alles is nog niet
gegeven; werkte voor het juiste zien der Mars-details
bet feit dat deze aan de grens van zichtbaarheid zijn,
belemmerend, hier belet het niet kennen van de temperatuur
Van Mars het volgen van elke doeltreffende redeneering.
öe temperatuur hangt af van de dampkringstoestanden en
de geaardheid van den bodem en deze zijn beide onbekend.
Wel kan men bijv. redeneeren: door haar grooteren afstand
ontvangt Mars slechts van de zonnestraling die de aarde
ten deel valt, en daar streken als Aljaska, Noordelijk Rus-

land, en IJsland ongeveer van de door de aequatorstrekeU
ontvangen zonnestraling ontvangen, zal het gemiddelde MarS\'
klimaat zich verhouden tot het gemiddelde klimaat der aarde
als bijv. dat van IJsland totdat van Batavia en derhalve is de
temperatuur er zeer laag. En uit het feit van de toch zekef
zeer geringe dichtheid van den dampkring kan men wel af-
leiden, dat de temperatuur op Mars nog veel lager moet
zijn en Mars zelf een verijsd hemellicht, maar de regelmatige
poolkapverschijnselen en de besliste veranderingen vaO
tinten, strijden hardnekkig tegen de opvatting van zeer lage
temperaturen, zoodat ons a. h. w. de meening opgedrongen^
wordt dat er op Mars een warmte-vasthoudende oorzaak isgt;
die wij niet kennen, en voorloopig door directe methoden
ook niet kunnen leeren kennen.

Evenals voor het onderzoek der maanformaties heeft
men ook in de laatste jaren voor het ilfotrs-onderzoek de
hulp der kleurenfotografie ingeroepen; het zou echter
voorbarig zijn aan de daarmede verkregen uitkomsten
onmiddellijk groote waarde toe te kennen. Wij willen daarvan
alleen vermelden dat men op foto\'s in het groene kleurge-
bied de poolkap zeer helder gevonden heeft, in verhouding
helderder dan op een gewone foto, en daaruit heeft afgeleid
dat zij eerder ijs dan sneeuw zou zijn, eene meening waarin
men versterkt werd toen ,,groenequot; foto\'s van ijsblokken met
zand en sneeuw bedekt, dezelfde resultaten voor ijs tegenovef
zand geven als wat men voor de poolkap tegenover de z.g-
,,vaste landenquot; had gevonden. Dat de poolkap geen sneeuw-
massa is blijkt ook uit het ontbreken van wolkenvorming»
die aan een sneeuwval zou moeten voorafgaan, en eene
vroeger wel eens geuite bewering dat ze uit vloeibaar koolzuuf
bestaat, kan geen stand houden bij het waargenomen zeef
langzame smeltingsproces.

Zoo lijkt het alsof men aan de oplossing van het Ma^^\'
probleem min of meer wanhopen moet, maar toch
is dit niet het geval. De naaste toekomst zal ons allereerst
brengen een nieuwe Mars-kaart, geteekend aan een def

grootste kijkers, door een der beste astronomen-teeke-
naars, n.1. Antoniadi. Wat anderen te zwaar was, schijnt
hem te zullen gelukken; toen Barnard met den Lick-
kijker (dquot;= 91 cm.) Mars bekeken had, verklaarde hij
de kaart van Schiaparelli in het geheel niet terug te
vinden, en hij zeide dat er bij goede lucht zulk een overdaad
Van samengestelde details opdook, dat het onmogelijk was
Ze behoorlijk in teekening te brengen. Antoniadi, die den
kijker te Meudon (d = 83 cm.) tot zijne beschikking heeft,
bezit èn de bekwaamheden èn het geduld om dien overvloed
Van details in beeld te brengen. Het spreekt echter van-
zelf, dat eerst wanneer in vele opposities deze teekeningen
tot een samenhangend geheel zijn bijeen gevoegd, over de
gedragingen der fijnere details een nieuw en minder kunst-
niatig licht zal kunnen opgaan. Fotografische opnamen
rnet een grooten reflector als dien op Mount Wilson,
inoeten daarmede gelijken tred houden.

De rotatie van Mars is met groote nauwkeurigheid bekend,
dank zij de permanente formaties, waarvan er enkele, die
door Huygens werden aangeteekend, thans nog zichtbaar zijn.
Öaar zulk een vlek sedert hare eerste vermelding duizenden
Omwentelingen volbracht heeft, is het bedrag van ééne
Omwenteling tot op enkele honderdste deelen eener seconde
nauwkeurig te geven. De algemeen aangenomen waarde
Voor de Mars-rotatie, n.1. 24quot;., 37quot;quot;., 22® 66, is ontleend aan
bet werk van een Nederlander, Dr. H. G. van de Sande Bak-
huyzen.

De planeet Mars heeft twee satellieten, die door Asaph
^all in 1877 visueel ontdekt, en slechts in zeer groote
kijkers zichtbaar zijn. De binnenste, PAoios, volbrengt zijn
Omloop op een gemiddelden afstand van slechts 9000 KM.
in 7«. 39™., de buitenste. Deimos, heeft een gemiddelden
afstand van 23000 KM. en een omloopstijd van 30quot;. 18®.
2 ij hebben beide nuttige diensten bewezen bij het bepalen
Van de massa van Mars uit toepassing van de wet van
Wepler (bldz. 80) Daar de omloopstijd van Phobos kleiner
Sterrenkunde. 19

is dan de omwentelingstijd der planeet, zou een bewouef
van Mars hem, zooals op bldz. 25 is uitgelegd, in het Westen
zien opkomen en in het Oosten ondergaan en wel schijnbaaf
zoo groot als wij de maan zien; hij zou Deimos zien zooals
wij Venus en hem een zeer langen dagboog zien beschrijven,
doordat zijn werkelijke beweging van W^est naar Oost nage-
noeg gelijken tred houdt met de schijnbare hemeldraaiing.

Het vaste geloof aan de wet van Titius (zie bldz. 83)1
versterkt door de ontdekking in 1781 van de planeet Uranus,
bracht eene vereeniging van sterrenkundigen onder leiding
van von Zach en Schröter, tot het plan om stelselmatig te
gaan zoeken naar de. onbekende planeet, die zich tusschen
Mars en Jupiter\' moest bewegen en volgens de wet van
Titius 2.8 maal zoover van de zon moest staan als de
Aarde. Zoeken wilde zeggen: telkens nagaan of er zich
onder de in het kijkerveld zichtbare sterren eene bevond, die
zich, hetzij aan een schijfvorm, hetzij aan een beweging ten op\'
ziehte van de omringende sterren, als planeet kenbaar maakte-
De eenige leiding die men bij dit zoeken had was de over-
weging, dat de baan der onbekende planeet zich waarschijnlijk\'
zou onderscheiden door het kenmerk van alle bekende
planetenbanen, een geringe helling op de ecliptica, zoodat
men het onderzoek tot een ecliptica-gordel van bepaalde
breedte kon beperken. Bezig zijnde met de samenstelling
van een sterrencatalogus, had Piazzi te Palermo het gelul\'
op I Januari 1801 eene zich bewegende ster te ontdekken,
welke zich, zooals een ruwe baanberekening leerde, inder-
daad tusschen de banen van Mars en Jupiter bewoog. P®
berekening was echter zoo onnauwkeurig, dat het zeer zeker
zoo goed als onmogelijk zou geweest zijn de planeet bij een vol-
gende oppositie terug te vinden, indien niet een jong wiskun-
dige, Gauss, een nieuwe methode bedachten uitgewerkt had om
uit drie plaatsbepalingen van eene planeet, al liggen deze ook

icht bij elkaar, een goede elliptische loopbaan te berekenen.
J^ierdoor werd, een jaar na de ontdekking, de planeet, die
nmiddels den naam Ceres ontvangen had, gemakkelijk
eruggevonden, korten tijd nadat Hegel op filosofische
sronden in een brochure had aangetoond, dat de bemoeiingen
astronomen om een planeet tusschen Mars en Jupiter
^ Vinden, nooit succes zouden hebben!

In 1802 ontdekte Olberseen 2^^ planeet, Pallas, in 1804 Har-
ing een 3de, Juno, in 1807 Olbers een 4^% Yesto, maar hier-
onH ^^^ ^^ ^^^^^ ^^^ ontdekkingen een plotseling einde en
^ndanks het monnikenwerk, dat talrijke waarnemers ver-
dichtten, gelukte het niet een nieuwe planetoïde aan de vier
^^rst ontdekte toe te voegen. Dit leidde tot het vestigen van
e overtuiging dat 1°. elke waarneming van een zich bewe-
gende ster zoo spoedig mogelijk aan alle astronomen behoort
Worden medegedeeld, om den factor „bewolkingquot; zooveel
^oenhjk uit te schakelen, en dat het 2°. veel te tijdroovend
^as, telkens de plaats van een verdachte ster weder te
«palen en noodzakelijk, dat een bepaald kijkerveld vol
erren ten allen tijde met een normale afbeelding ervan
oest kunnen worden vergeleken. De eerste overweging
idde tot de uitgave in 1821 van de „Astronomische Nach-
lebten,quot; een tijdschrift dat ook thans nog het internationaal
gaan der sterrenkundigen is; de tweede overweging gaf
^^«n eersten krachtigen stoot aan de samenstelling van
^^\'^\'Jenkaarten, en vooral van ecliptica-kaarten. Reeds Harding
^\'^a de samenstelling daarvan op zich genomen en tijdens
arbeid Juno ontdekt, maar een behoorlijke uitvoering
^ Van kan nauwelijks aan één enkelen waarnemer worden
jPgedragen, omdat het aantal zwakke sterren zoo groot is.
arding werkte 20 jaar om kaarten te teekenen die nog de
«rren der 9de grootteklasse (bldz. 345) bevatten, maar
wanneer hij ook de lode grootteklasse had willen op- ■
^uïquot;\'nbsp;daarvoor noodig hebben gehad,

g^ik een arbeid geschiedt beter door coöperatie, waartoe
^^ ssel te Berlijn het plan ontwierp, dat snel tot de uitgave
r z. g. „Akademischen Sternkartenquot; voerde, welke

Hencke, nadat hij 15 jaren vergeefs naar een planetoïde
gezocht had, er onmiddellijk eene deden ontdekken {Astraeü,
8 Dec. 1845). Sedert deze ontdekking werden er telkens
meer planetoïden bekend en blijkt ten slotte de ruimte tusschen
Mars en Jupiter ingenomen te zijn door honderden kleine
hemellichten, die zich in ellipsen van verschillende excen-
triciteiten en hellingen om de zon heen bewegen.

Hierbij heeft men intusschen met een ontdekkings\'
periode, de fotografische, rekening te houden. Deze vangt
aan in 1891 met de ontdekking van Brucia door Wolf te
Heidelberg.

Men brengt tegenwoordig twee methoden in toepassing
om op een fotografisch beeld van een deel van den hemel
een planetoïde te ontdekken.

1°. de methode van Wolf. Men gebruikt een dubbele«^
fotografischen kijker (portretlens), belicht de eene pl»^^
i uur, dan beide platen i uur, ten slotte de tweede

i uur. Zoodoende heeft men in drie uur tijds twee opname^
verkregen die elk twee uur belicht zijn; volgt men daarbij
op een ster, dan staan op de ontwikkelde plaat alle sterrer\'
als stippen, maar de planetoïden zoo die er waren, als streepj^^\'
Een vergelijking der beide platen maakt dan dadelijk uit
een waargenomen streepje wellicht aan fouten in de pl^^^
a. a. te wijten is.

2°. de methode van Metcalf. Men geeft aan den kijl^^quot;^
de beweging die gelijken tred moet houden met de schijf\'
bare hemeldraaiing en bovendien aan de fotografis\'^l\'^

plaat nog een kleine beweging die gelijken tred houdt met
de gemiddelde eigen beweging der planetoïden; na een
angdurige belichting komen nu [de sterren als streepjes
op de plaat, de planetoïden daarentegen als min of meer
onregelmatige stippen. Deze methode heeft het voordeel dat

het licht van eene zeer zwakke planetoïde in blijft werken
op ééne plaats en haar beeld dus goed zichtbaar wordt,
terwijl het bij toepassing van de i®«« methode uitgespreid
Zou worden tot een nauwelijks waarneembare streep. Een
dubbele opname voorkomt de verwarring met fouten in de
plaat.

Fig. 90 toont de ontdekking eener planetoïde naar de
methode van Wolf, Fig. 91 geeft een toepassing van de
methode van Metcalf.

Het door een planetoïde getrokken streepje is als regel,
zelfs na een belichtingstijd van twee uren, korter dan i mm.
en valt dus niet dadelijk in het oog; bijzondere methoden

zijn daarom uitgedacht om
snel tot de aanwezigheid van
een planetenstreepje op een
fotografische plaat te kunnen
besluiten. Men kan de beide
opnamen op elkaai leggen,
zoodat de sterreschijf jes elkaar
nauwkeurig bedekken, en dan
de plaat met een loupe afzoe-
ken. Men kan ook van de eene
plaat een diapositief maken en
daarna de platen op elkaar
leggen, zoodat men, daar wat
op de eene plaat licht is, op
de andere donker is, in gewone
omstandigheden niets ziet; ziet
men wèl iets, dan wijst dit op
een plaatsverandering van één
der objecten. Men kan ook
met behulp van een speciaal
daarvoor ontworpen toestel,
den „ste reocomparatorquot;
een hemellicht ontdekken dat
op de twee opnamen ongelijke
beelden heeft, hetzij deze onge-
lijkheid ontstaat door plaats-
verschil, zooals in het onder-
havige geval, hetzij door in-
tensiteitsverschil, zooals bijv.
in het later te bespreken geval
van een veranderlijke ster.
Hoe men zich echter over-
tuigt van de aanwezigheid van een planetoïde-spoor is bij-
zaak, de hoofdzaak is dat het snel geschiedt, dat de plaats

FIG. 91. ONTDEKKING VAN PLANE-
TOIDEN NAAR DE METHODE
VAN METCALF.
(Uit: The Astrophysical
Journal XXIII).

ten opzichte van de omringende sterren dadelijk wordt uitge-
beten en bekend gemaakt, opdat zoo spoedig mogelijk,
allereerst door het berekenen van baanelementen, gezorgd
^ij dat men het spoor van de nieuwelinge niet weder
bijster wordt.

De planetoïden worden aangeduid door een cijfer in een
\'Cirkel en een naam; men heeft onderling afgesproken dat
de ontdekker het recht heeft den naam te geven en dat deze
l^ij voorkeur vrouwelijk zal zijn. i) Zoo spreekt men bijv.
^an de planeet (313) Chaldaea, (i) Ceres; de cijfers geven
daarbij in het algemeen de volgorde der ontdekking aan.
De helderheid der planetoïden, wanneer zij in oppositie zijn,
bijna nooit voldoende om ze voor het bloote oog zichtbaar
te maken; alleen Yesta en Eros (zie bldz. 183) kunnen in
^eer gunstige omstandigheden en wanneer men hunne plaats
aan den hemel nauwkeurig kent, zonder de hulp van kijkers
Sezien worden. Eene eigenaardigheid bij de planetoïden zijn
Onverwachte en onverklaarde helderheidswisselingen, soms
^ot een bedrag van een volle grootteklasse (2.5 maal de licht-
sterkte) in een week.

Alleen van de vier eerst ontdekte planetoïden zijn door
^arnard aan den Yerkes-kijker directe metingen van de
^Ibedo en de schijnbare middellijn verricht; zij gaven de
Volgende uitkomsten:

In 1886 kwam de sterrenkundige Palisa te Weenen op den inval zijn
om de planetoïde (250) te benoemen, te verkoopen teneinde gelden
® herkrijgen voor de vyaarneming der zonsverduistering van dat jaar. Albert
® Rothschild werd voor f 600 kooper en doopte het planeetje Bettina.

waarde voor hare albedo willekeurig aan, dan is voor haaf
de werkelijke middellijn af te leiden uit metingen van de
helderheid en het bekend zijn van den afstand. Dan blijken
bijv. van de eerst ontdekte 456 planetoïden er slechts
een middellijn te hebben grooter dan 120 KM.; 41 hebben er
eene tusschen 80 en 120 KM., 201 tusschen 40 en 80 KM-,
terwijl de overige 202 kleiner zijn dan 40 KM. De kleinste
der zoodoende afgeleide waarden is 11 KM.!

De groote waarde die deze „lilliputters van het zonne-
stelselquot; voor de sterrenkunde hebben, is gelegen in het
mechanische stelsel dat zij te zamen vormen, en dat een
schier onuitputtelijke bron van vraagstukken levert, welker
beantwoording tot de taak der z.g. „theoretische sterren-
kundequot; behoort. Hoe klein de enkelingen van dit stelsel
ook zijn, zoo oefenen zij toch ,,en massequot; genomen een
merkbaren invloed uit op de andere leden van het zonnestelsel
en omgekeerd wordt het evenwicht van hun stelsel in hoog^
mate beheerscht door de storende massa\'s der groote planeten-
De omstandigheid, dat een paar planetoïden een gedeelte vaO
hare baan binnen die van Mars, en een viertal andere een g^\'
deelte van hare baan buiten die van Jupiter aileggen, maakt dit
probleem nog belangwekkender. Aan het werk der theoretici
moet echter een omvangrijke statistische arbeid voorafgaan»
welke nog niet voltooid is en steeds moeilijker wordt; een
voorloopig onderzoek heeft echter reeds geleerd, dat de ruimte
tusschen Mars en Jupiter niet regelmatig gevuld is me
planetoïdenbanen, doch dat deze groepsgewijze voorkorn^^
met nagenoeg ledige ruimten daartusschen en dat die ledig^
ruimten overeenkomen (krachtens de 3*^® wet van Kepler/
met omloopstijden die in een eenvoudige meetbare verhoudin^
(bijv. 1/2, Va- %) staan tot den omloopstijd van J^\'^
piter. De theoretische sterrenkunde kan uit de storingS\'
rekening het ontstaan van deze ledige ruimten, een analogoi^
van wat het ringsysteem van Saturnus ons toont, volled\'ê
verklaren.

PIG. 92. TEEKENINGEN VAN JUPITER SAMENGESTELD AAN DEN
REFRACTOR VAN 26 C.M. DER UTRECHTSCHE STERRENWACHT.

De planeet Jupiter onderscheidt zich in alle opzichten
Van Mars; denkt men bij de laatste onwillekeurig aan de
Verhoudingen waarin de aarde verkeert, de eerste doet
meer aan de zon denken; evenals deze is Jupiter helderder
in het midden dan aan de randen, hare dichtheid is dezelfde
als die der zon; ook zij schijnt een fotosfeer van hooge tempe-
ratuur te bezitten, omringd door buitengebieden, waarin
Werkelijk of schijnbaar snelle verplaatsingen worden waar-
genomen, en ook Jupiter wentelt niet als een vast lichaam.

De schijf van Jupiter heeft, als de planeet zich in oppositie
bevindt, eene middellijn van 38quot; en is reeds in een kijker
Van 15 cm. nauwkeurig te bestudeeren; reeds in een veel
kleineren kijker echter ziet men twee donkere banden symme-
trisch ten opzichte van het midden over de schijf loopen. Deze
heeten, daar zij met den Jupffer-aequator evenwijdig zijn, de
Moord- en Z ui d ae q u a t o rb an d. Zij zijn, als geheel
beschouwd, als permanente formaties der oppervlakte te
beschouwen; een nauwkeurige bestudeering leert echter,
dat zij een zeer ingewikkelde en snel wisselende reeks van
lichtere en donker getinte vlekken zijn, waarin slechts nu
en dan een gebied merkbaar is, dat op een eenigszins langer
bestaan, bijv. van een jaar, bogen kan. Dezelfde vluchtigheid
kenmerkt de buiten de aequatorbanden verschijnende vlekken.
Tot de meer constante formaties behooren slechts iquot;. de
donkere aequatorbanden zelf, a. h. w. de velden, waarop zich
het wisselend bedrijf der vlekken afspeelt, 2quot;. een uitholling
in den Zuidelijken band waarin een donkere ovaalvormige
vlek, die in 1878, toen ze voor het eerst uitvoerig beschreven
Werd, een roodachtige tint had en daarom nog steeds „d e
roode vlek van Jupiterquot; wordt genoemd, en ten
derde een haast even merkwaardige vlek de z.g. ,,Zuid-
tropische sluier.quot; Voor de beide laatste gebieden moet
het permanent zijn intusschen alleen opgevat worden in de
beteekenis van gedurende de laatste jaren aanwezig en in
nagenoeg denzelfden vorm, niet echter in die van standvastige

plaats. Zoowel de roode vlek als de Zuid-tropische sluier
hebben een eigen beweging in „jovicentrischcquot; lengte, i) de
laatste zelfs een zeer snelle, zoodat hij telkens na ongeveer 23
maanden weder met de roode vlek in conjunctie is. Fig. 9^
geeft 12 Jupiter-teekeningen van Nijland, samengesteld aan
den kijker der Utrechtsche sterrenwacht tusschen 1899 en
1902. Op de no®. 2—6 ziet men duidelijk de uitholling van
den Zuidaequatorband met den daarin gelegen rooden vlek,
terwijl n°. 10 het rechterdeel van de uitholling geeft met
den daarnaast gelegen Zuid-tropischen sluier.

Met behulp van min of meer permanente formaties heeft
men kunnen afleiden dat de rotatiesnelheden T voor de ver-
schillende jOvicentrische breedten 99 de volgende waarden
hebben.

De Zuid-tropische sluier, waarvoor ^ = — 27° is,
een omwentelingstijd van 9 quot; 55 quot; 18.® 7.

De spectrografische methode geeft voor de rotatiesnel-
heden in hoofdzaak dezelfde uitkomsten als de vlekkenwaar-
nemingen.

Men heeft wel eens Jupzïer tijdens een oppositie waarbijzij
hoog aan den hemel kwam, zonder onderbreking gedurende een
volle omwenteling kunnen afbeelden. De toestand van de lucht
speelt echter bij het teekenen van planetendetails een groote
rol, verschillend van die bij waarnemingen van sterren-

1)nbsp;Jupiter, 2de naarav. Jovis. Evenzoo heeten naar Ares (= Mars) lt;1®
coördinaten op Mars: „areogralischequot; lengte en breedte.

2)nbsp;Deze tabel is ontleend aan: A. A. Nijland, Jupiter-Beobachtunge»
1895—1906. Recherches Astronomiques de l\'Observatoire d\'Utrecht IV-

Zoo zijn bijv. een schemering-achtergrond en een dunne mist
voordeelig bij het bèstudeeren eener planetenoppervlakte.

Behalve van de rotatiesnelheden der verschillende gebieden
weet men van de fysische gesteldheid van Jupjfer nagenoeg
niets; men; is er echter vrij zekér van, dat een eigenlijke
oppervlakte der planeet nooit gezien wordt en men slechts een
wisselend spel van dampen, bijv. in verschillende stadia van
condensatie, te aanschouwen krijgt. De afplatting van een
zoo: snel roteerende groote planeet is zeer aanzienlijk n.1.
(voor de aarde is ze 300) •

Ook op Jupiter zijn de fotografische methoden toegepast;
reeds in 1892 verkreeg men aan de Lick-sterrenwacht, met
een belichtingstijd van 2 sec., goede beelden die door een in den
kijker geplaatst vergrootingsstelsel een middellijn van 10 mm.
verkregen én waarvan er enkele een tiental goed uitmeetbare
vlekken vertoonden. Ook aan de sterrenwacht te Greenwich
heeft men van deze, planeet goede negatieven gekregen.
De meeste zijn echter niet geschikt voor reproductie, daar
de bijzonderheden daarbij verloren gaan. Ondanks de met
deze methode verkregen gunstige uitkomsten, wordt toch
door alle planetenwaarnemers de visueele methode verre
daarboven verkozen en. ditzelfde geldt, zooals wij zagen, voor
Mars. De toekomst zal echter ongetwijfeld een samengaan
van beide methoden brengen en daarmede een vermeerderde
kennis van de fysische gesteldheid van deze oppervlakte.

Het aantal satellieten van Jupiter bedraagt acht; de
ontdekking der eerste vier was een onmiddellijk gevolg van
de uitvinding der kijkers en dateert van 1610, toen ongeveer
terzelfder tijd Galilei in Padua en Marius in Nürnberg
hunne beroemd gebleven waarnemingen verrichtten. De
satelliet is in 1892 door Barnard met den Lick-kijker
ontdekt, terwijl de drie andere aan de toepassing der foto-
grafie te danken zijn. De en werden in 1904 en 1905
door Perrine (Lick-sterrenwacht), de 8®« in 1908 door
Melotte (Greenwich) gevonden.

Voor amateurs zijn alleen de vier eerste, de heldere satel-
lieten, zichtbaar; deze zijn van de tot de 6^® grootte
en daar men aanneemt dat een normaal oog sterren der
grootte zonder optische hulpmiddelen kan onderscheiden,
zoo zouden zij, als Jupiter in oppositie is, met het bloote oog
zichtbaar moeten zijn. Toch is dit wegens de onmiddellijke
nabijheid der heldere Jupjïerschijf moeilijk, zoo niet onmoge-
lijk maar een goede binocle is voldoende om hunne aanwezig-
heid te verraden. Ma-
rius heeft aan deze vier
satellieten de namen lo,
Europa, Ganymedes en
Kallisto gegeven, doch
deze worden bijna nooit
gebruikt „,und das ist
gut,quot; zegt Piassman in
zijn ,,Himmelskunde,quot;
„denn wenn man sich
sonst die „altklassische
Götterlehre am Him-
mel gern gefallen läszt,

„so sind doch die
„Abenteuer, woran jene
„vier Namen erinnern,
„der obersten Gottheit
„so unwürdig, dass ihre Verewigung im Planetensystem
„nicht nötig erscheint.quot; Ook de benaming van Galilei „Sidera
Mediceaquot; (ter eere van het geslacht der Medici) heeft be-
grijpelijkerwijze geen stand gehouden; men benoemt ze een-
voudig met de cijfers I tot IV -in volgorde van hun gemiddel-
den afstand tot de planeet. De andere heeten V tot VlU
in volgorde van het tijdstip hunner ontdekking; de baan
van V is binnen die van I gelegen.

De vier heldere satellieten behooren, al zijn hunne af-
metingen in verhouding tot die van Jupiter onbeteekenend,
niet tot de „kleinequot; leden van het zonnestelsel, (III is bijv-
grooter dan Mercurius), zoodat zij reeds in kleine kijkers

een schijf vertoonen. Uit onderstaande tabel blijkt de plaats,
die de vier heldere satellieten in een rangschikking van de
leden van het zonnestelsel naar hunne werkelijke afmetingen,
innemen.

Satelliet I volbrengt zijn omloop in 1^/3 dag, II in 3I/2
dag, III in yVe dag, IV in 16% dag (zie Fig. 93 ); daar
de vlakken van hunne nagenoeg cirkelvormige loopbanen
zeer geringe hellingen hebben, zoowel ten opzichte van het
vlak van Jupiter\'s aequator als tot dat van zijn loopbaan,
kunnen de bewoners der aarde vier merkwaardige verschijn-
selen in het satellietenstelsel waarnemen, n.1. i. Overgangen;
2. Bedekkingen; 3. Schaduwovergangen; 4. Verduisteringen.

Overgangen en Bedekkingen. Wanneer men zich door de
plaats van waarneming alle raaklijnen getrokken denkt
aan den bol van Jupiter, dan kunnen wij een satelliet niet
zien, wanneer hij het gedeelte .zijner loopbaan beschrijft,
gelegen binnen den kegel, door deze raaklijnen gevormd.
Bevindt hij zich in dien kegel aan deze zijde van Jupiter,
dan nemen wij een overgang waar, bevindt hij zich aan
gene zijde van de planeet, dan zien wij een bedekking (van
den satelliet door de planeet). Het verschijnsel van een over-
gang over de zon bespraken wij reeds uitvoerig op bldz. 177
naar aanleiding van de beweging der binnenplaneten. Evenals
bij de zon begint in een astronomischen kijker gezien een

satelliet-overgang rechts en eindigt links van de schijf van
Jupiter; als regel is gedurende dien tijd de satelliet alleen
zichtbaar vlak bij de randen van Jupiter, waar de planeet,
zooals wij zagen, veel minder licht uitstraalt dan van het
midden; de satelliet is dan zichtbaar als een klein plekje dat

lichter is dan de omgeving. Vervolgt hij zijn weg, dan wordt
hij onzichtbaar, doch kan zich, zooals dit met III vaak het
geval is, bij het passeeren van een zeer lichtsterk gedeelte
der Jupiïerschijf, ook als een donker schijfje vertoonen.
Een bedekking, waarbij wij den satelliet „achter langs

Jupiter zien gaan, begint in een astronomischen kijker
gezien links en eindigt rechts van Jupiter.

Schaduwovergangen. Wanneer men zich mt de zon alle
raaklijnen getrokken denkt aan den bol van Jupiter, dan
zien wij de schaduw van een satelliet op de Jupiïerschijf
gedurende den tijd dat hij het gedeelte van zijn loopbaan
beschrijft, gelegen binnen den kegel door deze raaklijnen

Die schaduw zal nu een overgang vertoonen van gelijken
duur als die van den satelliet. Twee omstandigheden kunnen

2° de overgang van de schaduw volgt op dien van den
satelliet. De overgang hiertusschen is het oogenblik van
oppositie der planeet. Wij bevinden ons dan op de lijn Zon-
Jupiter en de beide overgangen vallen samen.

Verduisteringen. De geringe helling der banen van de vier
satellieten op de loopbaan van Jupiter is oorzaak, dat deze
bij eiken omloop eenigen tijd in diens schaduwkegel ver-
wijlen. De as daarvan ligt natuurlijk in het vlak van Jupiter s
baan en de schaduw strekt zich veel verder uit dan de grenzen
van het satellietenstelsel. Toch zal IV nu en dan, door zijn
zooveel grooteren afstand tot de moederplaneet, in verband
met de helling van zijn baan, aan het genoemde verschijnsel
ontsnappen en onder of boven langs den schaduwkegel gaan.

De verduisteringen en de schaduwovergangen zijn ver-
schijnselen van anderen aard dan de satelliet-overgangen
en de bedekkingen. Deze toch zijn subjectief en volkomen
te vergelijken met eene zonsverduistering. Het zijn eerst
dan verschijnselen, zoodra er een derde (de aarde) by in
het spel komt. Bij de intrede van den sateUiet echter
in den schaduwkegel van Jupiter verricht hij een handeling,
en die handeling is onmiddellijk het verschijnsel, onafhanke-
lijk van de plaats van een bepaalden waarnemer. De ver-
duisteringen en de schaduw-overgangen zijn objectieve ver-
schijnselen. Ook een maansverduistering is een objectief ver-

schijnsel, dat, zooals wij zagen, voor de astronomische proble-
men geen groote waarde bezit; de satellieten-verduisteringen
zijn daarentegenzeer belangrijk. Zij zijn o.a. tot het midden der
vorige eeuw de eenige bronnen geweest, waaruit wij onze
kennis omtrent de snelheid van het licht geput hebben.
Nam men n.1. aan dat deze oneindig groot is, en berekende
men in deze onderstelling deti tijd waarop een der satellieten
in den schaduwkegel van Jupiter zou treden voor twee tijd-
stippen, die een half jaar uiteen lagen, dan bleek de ver-
duistering in het eene geval ruim 8 min. vroeger, in het andere
ruim 8 min. later in te treden dan de berekening aangaf. Dit
was reeds in 1675 Römer, een Deensch sterrenkundige,
opgevallen en de oorzaak lag voor de hand. De snelheid
van het licht is niet oneindig groot, zoodat een waarnemef
op aarde de verduisteringen niet op hetzelfde oogenblik ziet
als wanneer hij zich op de zon bevond. Het verschil van
ruim 8 min. moest derhalve de tijd zijn, dien het licht
noodig had om den afstand zon—aarde af te leggen.

Evenals bij de schaduwovergangen speelt ook bij de ver-
duisteringen het tijdstip der oppositie van Jupiter een groote
rol, zooals uit de figuren duidelijk is. In Fig. 94 zijn de plaats

van Jupiter en de richting naar de aarde dezelfde gelaten en
alleen de richting naar de zon als veranderlijk beschouwd-
Het blijkt dan, dat de verduisteringen vóór de oppositie links,
na de oppositie rechts van de schijf van Jupiter worden waar-
genomen. Van satelliet I, die dicht bij de planeet rondwentelt,
kan men nooit in- en uittrede beide waarnemen; vóór de oppo-
sitie ziet men de intrede in den schaduwkegel, maar heeft de
uittrede achter de planeet plaats, na de oppositie is dit met
de intrede het geval en neemt men slechts de uittrede uit
den schaduwkegel waar. Met de satellieten II, III en IV
is het anders gesteld; in- en uittrede zijn in gunstige gevallen
(d. w. z. niet al te dicht bij oppositie) beide waarneembaar; voor
II is dit echter een hooge uitzondering. Ver van de oppositie
hebben van III en IV in- en uittrede op betrekkelijk grooten
afstand van Jupiter plaats; naarmate het tijdstip van oppositie
nadert, zullen zij dichter bij de schijf der planeet worden

en is dus niet waarneembaar; ten tijde der oppositie zijn
er geen verduisteringen zichtbaar, doch kort daarop zal
weer de uittrede, thans aan de andere zijde van Jupiter
zichtbaar worden, en geruimen tijd daarna zullen in- en
uittrede weder ver van de schijf kunnen worden waargenomen.

De waarneming van de verschijnselen in het sateUieten-
stelsel van Jupiter vallen volkomen onder het bereik van
liefhebbers, doch deze moeten voorbereid zijn op hetgeen
gebeuren zal, en hiertoe is het bezit van een almanak noodig,
bijv. van den jaarlijks verschijnenden „Annuaire Astrono-
mique par Camilla Flammarionquot; (prijs frs. 1.50) of van den
„Nautical Almanacquot; (Prijs 2 sh. 6 d.) De in Fig. 94 gebruikte
verkortingen zijn aan dezen laatsten ontleend: )

Tr. I. = Transit ingress = begin van een overgang.
Tr. E. = Transit egress = einde vaii een overgang.
Oc. .D. = occultation disappearance = begin van eene

Sh. I. = Shadow ingress = begin van een schaduwovergang.
Sh. E. = Shadow egress = einde van een schaduwovergang.
Ec. D. = eclipse disappearance = begin eener verduistering.
Ec. R. = eclipse reappearance = einde eener verduistering.

De satellieten van Jupiter vormen, evenals de groep der
planetoïden, een belangwekkend mechanisch stelsel, dat
O. a. door de Sitter nauwkeurig bestudèerd is. Van de
fysische gesteldheid is echter weinig bekend; zij zijn evenals
de planetoïden aan Hchtwisselingen onderhevig, waarvan
de bijzonderheden nog een onderwerp van studie uitmaken,
en op III heeft men donkere vlekken waargenomen, die
waarschijnlijk als een equatoriale band den satelliet om-
geven.

quot;quot;ïTlVIen zie voor eene uitvoeriger verklaring o. a. Buiten 1908, pag. 87.

De satelliet kan in zeer gunstige omstandigheden visu-
eel worden waargenomen; daarvoor is dan echter een kijker
van minstens 45 cm. opening noodig en moet men.bijzondere
maatregelen nemen om het licht van Jupiter minder te laten
overheerschen. Deze satelliet heeft een omloopstijd van
bijna 12 uren.

neembaar; wij geven in Fig. 95 in de oorspronkelijke grootte
de opname met den spiegeltelescoop (d = 76 cm.) te Green-
wich, verkregen op den avond van de ontdekking van VlU-
De belichtingstijd was 80 min., zoodat de planeet zelf natuurlijk
ten eenenmale overbelicht is; de drie satellietenbeelden be-
vinden zich in de drie cirkeltjes als ronde plekjes, terwijl»
daar men op Jupiter ,,volgde,quot; de sterren korte streepjes
hebben getrokken.

De omloopstijd van VI bedraagt 251 dagen, die van VH
2Ó0 dagen, die van VIII ongeveer twee jaar; de beweging van
den laatsten is echter tegengesteld gericht aan die der overige.

In het spectrum van Jupiter vinden wij voor het eerst een
bijzonder planetenspectrum. Dat het in het roode gedeelte
opvallende absorptieverschijnselen zou bevatten, was wel
a priori te verwachten; inderdaad treden de waterdamp-
banden, die in het spectrum van Mars tevergeefs gezocht
worden, thans vrij krachtig op. Maar bovendien vertoont
het spectrum een breeden, krachtigen absorptieband
^ 6180, die eigen schijnt te zijn aan den dampkring van
Jupiter.

De planeet Saturnus, in grootte op Jupiter volgende
(zie de tabel van bldz. 82), kan voornamelijk door haar ring-
stelsel het merkwaardigste hemellicht van het zonnestelsel
genoemd worden. Neemt de planeet daardoor een eigen plaats
in in de rij der planeten, in alle andere opzichten onderscheidt
zij zich slechts weinig van de planeet Jupiter. Evenals deze

FIG. 95. DE SATELLIETEN VI, VII EN VIII VAN JUPITER, GEFOTOGRAFEERD MET DEN
SPIEGELTELESCOOP DER GREENWICH-STERRENWACHT.

heeft Saturnus een groote albedo, ook haar schijf is aan de
randen donkerder dan in het midden, ook zij vertoont, zij
het dan ook op minder krachtige wijze, aequatoriale banden.
Kleine lichte en donkere plekken echter, zoo kenmerkend
voor de Jupiter-schi]i, worden op Saturnus niet waargenomen.
Daardoor kan haar omwentelingstijd niet, zooals bij deze,
voortdurend worden afgeleid, maar heeft men moeten
wachten op het verschijnen van een zeer groote lichte of
donkere vlek; dit is in den loop der laatste eeuwen slechts
enkele malen voorgekomen en de periode die er uit afgeleid
Werd was daarbij de volgende:

Deze uitkomsten kunnen niet anders dan onnauwkeurig
zijn, omdat ook hier vlekken geen merkteekens op de opper-
vlakte, maar dampkringsstoringen zijn, die zeer waarschijn-
lijk een eigen beweging bezitten, terwijl bovendien, evenals
bij Jupiter, de omwentelingsperiode wel voor versthillende
breedten verschillend zal zijn. Spectrografische waarnemingen
gaven voor de aequatoriale beweging 10 i4™-6.

Ook bij deze planeet is, in verband met haar snelle rotatie
en haar fysische gesteldheid, de afplatting zeer aanzienlijk,
n.1. i/io. d. i. iets grooter dan die van Jupiter. Haar spectrum
komt geheel en al met dat van Jupiter overeen.

De wonderlijke gedaante waarin de eerste kijkers Saturnus
deden zien, werd het eerst door Huygens in 1655 als een
ring om de planeet verklaard. Deze ring omgeeft de planeet
^equatoriaal, heeft een vasten stand in de ruimte en helt
28° op het vlak der ecliptica; de lijn volgens welke dit
het ringvlak snijdt, is zóó gericht dat zij door de zon gaat als
Saturnus zich bevindt in de sterrenbeelden Lee uw en Waterman,
die zij ongeveer 15 jaar na elkaar bereikt. Eenmaal in
15 jaar staat dus ook de aarde in het ringvlak en kijken
hare bewoners a. h. w. tegen de dikte van den ring aan,

welke zij aldus beoordeelen kunnen. Bij die gelegenheid
blijkt echter de ring, behalve voor zeer groote kijkers, vol-
komen onzichtbaar te zijn, waaruit men kan afleiden dat
de dikteafmeting van den ring hoogstens 300 KM. kan zijn.
Knipte men een model van den ring uit een stuk gewoon
schrijfpapier, welks dikte dus die van den ring zou moeten
voorstellen, dan zou men de middellijn van dit model een
lengte van ongeveer 40 cm. moeten geven!
» Staat Saturnus 7J jaar later in de sterrenbeelden Stier
of Schorpioen, dan zien de bewoners der aarde den ring
zoover mogelijk geopend, d. w. z. als een ellips, welker kleine
as = 1/2 X de groote as is (sin 28° is nagenoeg 1/3). Deze
gelegenheid, die zich binnenkort weder zal voordoen, is
gunstig om den houw van den ring te bestudeeren. Daarbij
blijkt dat hij niet enkelvoudig is, maar samengesteld is
op de wijze die in Fig. 96 is aangegeven. Van buiten be-
ginnende ontmoet men eerst den ring A, dan een donkere
ruimte, naar den ontdekker (1675) de spleet van Cassini
genoemd, vervolgens den heldersten ring B, die geleidelijk
overgaat in den derden ring C, die veel minder lichtsterk en
doorschijnend is, waarom hij den „floers-ringquot; genoemd
wordt. Hij werd in 1850 door Bond in Amerika en Dawesin
Engeland nagenoeg gelijktijdig ontdekt. In den helderen ring
B zijn enkele aanwijzingen van scheidingen, echter fijner en
veel moeilijker zichtbaar dan de spleet van Cassini,

De ringen van Saturnus vertegenwoordigen een belang-
wekkend mechanisch stelsel, waarvan vooral de verklaring
van zijn evenwichtstoestand veel hoofdbrekens gekost heeft-
Reeds Laplace (1749—1827) wees er op dat een vaste,
regelmatige ring, die in de omstandigheden van dien van
Saturnus verkeert, in onstandvastig evenwicht moet zijn
en latere onderzoekingen leerden dat ditzelfde voor een vloei-
baren ring zou moeten gelden. Hierna heeft Maxwell het
door Cassini geuite denkbeeld, dat de ring wel een zwerm

Eene uitvoerige beschrijving van het verloop van dit verschijnsel, dat
in 1907—1908 heeft plaats gehad, is opgenomen in Buiten 1907, pag. 87.

Satellieten zou kunnen zijn, wederom opgevat en dit vraag-
stuk mathematisch opgezet. Hij vond inderdaad dat de voor-
stelling van Cassini den eenigen bouw aangaf, waarbij het
ever wicht standvastig kon zijn. Op tweeërlei wijze werd dit
\'quot;esultaat proefondervindelijk bevestigd:

1°. leidde Seeliger (München) af, dat als de ring uit een
ZWerm satellieten bestond, die elkaar beschaduwen en schijn-
baar bedekken, zijn helderheid afhankelijk van de richting
Waarin de schaduwen vallen, en dus veranderlijk moest zijn,
Het helderheidsverloop dat hieruit volgde, werd inderdaad in
^en jarenlange waarnemingsreeks van Müller (Potsdam)
teruggevonden.

2°. blijft de ring vaak geheel of gedeeltelijk zichtbaar,
^Js hij (zie bldz. 302) theoretisch onzichtbaar zou moeten
^yn. Dit is te verklaren als er openingen zijn, die het licht
doorlaten en een aaneengesloten bouw van den ring is daar-
mede in strijd.

lineaire snelheid der buitenste deelen grooter dan die def
binnenste, omdat zij in denzelfden tijd een grooteren cirkel
moeten doorloopen; wanneer de ring bestaat uit een zwerm
van satellieten, dan volgt elk van deze de wetten van Kepler
en de buitenste bewegen zich dus met een kleinere snelheid
dan de binnenste. Keeler heeft dit in 1895 niet den grooten
spectroscoop der Lick-sterrenwacht onderzocht en uit den
schuinen stand der spectraallijnen (die voor het gezamenlijl^
spectrum van planeet en ring nog geen millimeter lang waren)
gevonden dat de tweede onderstelling de juiste is. DeslandreS
te Parijs en Belopolsky te Pulkowa verkregen later dezelfde
uitkomsten. Met welk eene groote mate van nauwkeurigheid
dergelijke metingen zelfs onder deze ongunstige omstandig-
heden verricht kunnen worden, moge blijken uit het feit, dat
waar de theorie verlangde dat de radiale snelheden gemeten
zouden worden als 21.0 KM./sec. voor de binnenste deelen eH
15.5 KM./sec. voor de buitenste, de metingen, gemiddeld
voor de drie waarnemers, in werkelijkheid bedroegen 20-7
KM./sec, en 16.0 KM./sec.

Op theoretischen grondslag kunnen nu, zooals op bldz. 286
naar aanleiding van den planetoïdenring uiteengezet is»
ook de waargenomen scheidingen in den ring verklaard
worden. De totale massa van dit zeer groote aantal satellieten,
moet intusschen, daar zij op de eigenlijke satellieten van
Saturnus niet den minsten störenden invloed uitoefent, zeef
klein zijn, kleiner dan ^/jooooo ^an de massa der moeder-
planeet, en de enkelingen van den zwerm kan men zich
dus bezwaarlijk anders dan als verlichte stofdeeltjes denken-

Van Saturnus zijn 10 satellieten bekend, waarvan alleen
Titan in de grootste kijkers een schijfje (van o\'^ó) ver-
toont, overeenkomende met een werkelijke middellijn van
4400 KM. Zooals reeds op bldz. 286 in het kort besproken
werd, kan men, als de hemellichten van het zonnestelsel
geen meetbare schijf vertoonen, de ware afmeting alleen
vinden uit heldetheidsmetingen in verband met eene with\'\'

keurig aangenomen albedo, zoodat de uitkomsten geen
hoogen graad van nauwkeurigheid hebben. De mogelijkheid
bestaat echter, dat in de naaste toekomst de afmetingen van

dergelijke hemellichten bepaald zullen worden door toepas-
sing eeiier/i/.s(.sf/jc methode, n.L die der buiging mui hel liclil.

Deze methode die hier niet nader verklaard kan worden, is tot
nu toe slechts op de, wel is waar veel grootere, vier heldere
satellieten van Jupiter met goed gevolg toegepast, doch zal
ongetwijfeld tot andere satellieten worden uitgebreid.

Bovenstaande tabel geeft enkele bijzónderheden van de
10 satellieten van Saturnus.

Themis en Phoebe zijn fotografisch ontdekt; ze staan aan
de grens van zichtbaarheid voor de allergrootste kijkers-

Uranus was, na de aarde, de eerste planeet, die als lid
van het zonnestelsel aan de 5 klassieke dwaalsterren werd
toegevoegd. Zij werd in 1781 door William Herschel in
Engeland, den man die de eigenlijke „sterrenkundequot; grond-
vestte, waar tot dusverre in hoofdzaak slechts een planeten-
kunde bestaan had, met een zelf vervaardigden, kleinen
spiegeltelescoop ontdekt. Haar loopbaan kon, daar oudere,
..onbewustequot; waarnemingen tot het jaar 1690 terug gingen,
dadelijk met groote nauwkeurigheid worden vastgelegd-
De gemiddelde afstand bleek te zijn 19.6 (aarde = i) terwijl
een voortzetting van de in 1766 door Titius gegeven reeks
19.2 gaf.

Uranus kan in het gunstigste geval juist even zichtbaar
Worden voor het ongewapende oog; hare groote albedo (0.7)
en de aanwezigheid van krachtige absorptiebanden in haar
spectrum, waarvan er enkele met die van de spectra van Jupiter
en Saturnus overeenkomen, maar verscheidene andere
Van onbekenden oorsprong zijn, hebben geleid tot de over-
tuiging dat ook deze planeet ons niet veel meer dan een
dichten dampkring toont. De rotatiesnelheid daarvan is
na vele vergeefsche pogingen in 1911 door Slipher (Lowell-
observatorium) spectrografisch afgeleid. De spectrogrammen,
die een belichtingstijd van 14 uur behoefden en een lengte
Van slechts 11 mm. hadden, leerden dat Uranus rond hare
as wentelt in tegengestelde richting als de andere groote
planeten in den tijd van 10^/4 uur.

üranus heeft vier satellieten, waarvan er twee {Oberon
en Titania) door W. Herschel, en de twee andere {Ariël en
^mbriël) door Lassell (op Malta 1851) gevonden zijn. Zelfs
de helderste daarvan, Titania, is slechts in een kijker, grooter
dan 25 cm., zichtbaar.

Zij vertoonen de opvallende bijzonderheid van zich te
bewegen in vlakken die een groote helling (82°) op de ecliptica
bebben, en hunne banen af te leggen in een richting tegen-
gesteld aan die welke in het zonnestelsel overheerschend is.

De planeet Neptunus werd in 1846 door Galle te Berlijn
ontdekt, naar aanwijzingen van Leverrier te Parijs aangaande
de plaats aan den hemel waar zij vermoedelijk te vinden zou
2ijn. Voor het eerst in 1821, bij het samenstellen van planeten-
tafels door Bouvard, werd n.1. opgemerkt dat de loopbaan van
Uranus onregelmatigheden vertoonde; dit bleek nog duide-
hjker bij het samenstellen van nieuwe planetentafels in 1845,
en hierop zetten zich twee eminente wiskundigen, Leverrier
(1811—1877) en Adams (1819—1892), aan den arbeid om
te trachten de elementen te berekenen van eene nog onbe-
kende planeet, verder weg dan Uranus, op rekening waarvan
Volgens Bouvard de door hem waargenomen onregelmatig-

heden gesteld konden worden. Galle vond de planeet op een
afstand van slechts 52\' van de door Leverrier berekende plaats;
het bleek later dat zij reeds in 1795 door de Lalande als
ster der grootte was gecatalogiseerd.

Neptunus is nooit voor het bloote oog zichtbaar en ver-
toont alleen in kijkers, waarvan de opening grooter is dan
10 cm., duidelijk een schijf. Noch van hare rotatie, noch
van hare fysische gesteldheid is overigens iets met zekerheid
bekend; in het voor een nauwkeurig onderzoek eigenlijk te
zwakke spectrum schijnen dezelfde absorptiebanden als die
van het Uranus-spectrum op te treden.

Van Neptunus is één satelliet bekend, die een omloopstijd
heeft van 21quot; , en alleen in kijkers, grooter dan 30 cm.»
zichtbaar is.

Het is niet van belang ontbloot, te weten, of het planeten-
stelsel werkelijk begrensd is door de banen van Mercurius
en Neptunus, of dat zich wellicht buiten die grenzen nog
onbekende planeten bevinden. Vooral bij de binnenste grens
is er alleszins reden deze vraag te stellen, omdat enkele der
elementen van de Mercuriushaan onregelmatigheden ver-
toonen, die aan den störenden invloed van een onbekende
planeet geweten zouden kunnen worden, die een half zoo
groote massa had als Mercurius en een gemiddelden afstand
kleiner dan deze. Op tweeërlei wijze zou zulk een hemellicht
waargenomen kunnen worden: 1°. tijdens een van zijn onge-
twijfeld talrijke overgangen over de zonneschijf; 2°. tijdens
een totale zonsverduistering. Hoewel enkele meestal on-
geoefende waarnemers wel eens gemeend hebben, een zich
snel bewegend donker vlekje op de zonneschijf geprojec-
teerd te zien, terwijl tijdens eene eclips wel eens een enkel
bericht is ingekomen aangaande eene nabij de zon geziene
onbekende ster, zoo worden deze waarnemingen toch alge-
meen als niet voldoende gedocumenteerd opgevat en men
neemt voorloopig aan dat eene z. g. „intra-mercuriëele planeet
niet bestaat. Fotografische opnamen van de naaste omgeving

der totaal verduisterde zon hebben sterren van de grootte
getoond, zoodat zulk eene planeet, mocht zij er wezen,
Veel geringere afmetingen zou moeten bezitten dan de theorie
Verlangt.

Voor de buitenste grens van het zonnestelsel is zoowel
bet theoretische als het practische onderzoek veel moeilijker.
Theoretisch kan men twee wegen inslaan, door de elementen
der onbekende planeet af te leiden: 1°. uit de zeer geringe
onregelmatigheden in de loopbanen van Uranus en Neptunus;
2°. uit de storingen van kometenbanen, nadat die der be-
kende groote planeten zijn toegepast. Deze berekeningen
hebben wel eens aanleiding gegeven tot een min of meer
gewaagde voorspelling, maar deze is nooit uitgekomen;
het bestaan van een ,,trans-neptunischequot; planeet is niet
aangetoond. Het practisch onderzoek zal voornamelijk door
toepassing der fotografische methoden moeten plaats hebben.

|IJ hebben in het Vijfde hoofdstuk geleefd
dat alle planeten zich ten gevolge van de
zonne-attractie voortbewegen in ellipsen, waar-
van de zon een der brandpunten is. Hierui
^pijtf^qqi^iTwwj tnoet niet worden afgeleid dat een hemellich
aliijd onder dezen invloed een ellips gaat beschrijven. Ui
de wet van Newton volgt alleen dat zijn baan een k e g e \'
snede moet zijn en dit geeft aanleiding tot drie mogelijk-
heden.nbsp;^

Beschouwen wij {Fig. 98) een op een horizontaal vla
geplaatsten cirkelvormigen kegel, dan teekent een vlak,
dat evenwijdig aan één der beschrijvende lijnen daarvan
loopt, op den kegelmantel een kromme lijn af die G
tot as heeft. Deze kromme heet een parabool; he
is een open kromme d. w. z. de twee takken ontmoete^
elkaar pas in het punt dat op de as oneindig ver van G ver-
wijderd is.nbsp;,
Laat men het snijvlak een kleineren hoek met het \'
vlak maken, waardoor het alle beschrijvende lijnen van de j
kegel snijden gaat, dan wordt de op den kegelman e^
afgeteekende kromme „gesloten.quot; Zij heet nu een e 1 1/P _
(as G D) en in het bijzondere geval dat het snijvlak horizon-
taal genomen wordt een cirkel (middellijn AB).

Laat men het snijvlak een steileren stand innemen da^^
G H, dan teekenen zich op de beide deelen van den kege \'

mantel (onder en boven den top) takken van een open
kromme af, die men een hyperbool noemt. Fig. 98
geeft slechts één der takken van een bijzonder geval daarvan
n. 1. van een hyperbool, waarvan de as E F evenwijdig aan

Welke van deze drie kegel-
sneden een lichaam onder de
attractie der zon gaat beschrij-
ven hangt af van het bedrag
der snelheid die het bezit. Een
parabool zou beschreven wor-
den indien deze snelheid even
groot was als die welke het
in dat punt zou hebben als
het vanuit het oneindige naar
de zon was komen vallen.
Deze snelheid heet ,,de para-
bolische snelheid;quot; ze bedraagt
ongeveer 7 KM. per sec. op
den afstand van Neptunus en
42 KM. per sec. op dien van de
aarde.

Een lichaam dat op een
bepaalden afstand van de zon
een snelheid bezit kleiner dan
de voor dien afstand geldende

parabolische snelheid, zal
onder de attractie der zon
een ellips gaan beschrijven.
Is die snelheid grooter dan de
parabolische dan zou de baan
een hyperbool worden.

De geringste verandering
Van snelheid tijdens het beschrijven van een parabolische

bepaald, de gedaante der dus bepaalde baan hangt, behalve
van de snelheid, af van de richting die deze heeft ten opzichte
van de richting naar de zon. Denken wij ons bijv. een lichaatn
aan de grens van ons zonnestelsel in beweging; staat de
richting van die beweging loodrecht op de richting naar de
zon en staat de snelheid bovendien in een bepaalde verhouding
tot de parabolische, dan beschrijft het lichaam als de zonne-
attractie gaat werken een cirkel, een baan dus die geheel
buiten de Neptunus-baan valt. Maken de bovenbedoelde
richtingen met elkaar hoeken kleiner dan 90° en was de
snelheid kleiner dan de parabolische, dan zou het lichaain
ellipsen beschrijven met steeds grootere excentriciteit, naar-
mate de hoek kleiner werd. Grootere excentriciteit beteekent
echter kleinere periheliumafstand; had het lichaam een
beweging die nagenoeg naar de zon toe gericht was dan zon
de ellips zeer smal worden, het lichaam zou, die baan door-
loopende de centrale deelen van ons zonnestelsel kornei\'
bezoeken, op zeer korten afstand om de zon heenloopen,
de aardbaan kruisen en dus groote kans loopen door onS
gezien te worden.

Dergelijke hemellichten zijn inderdaad in het zonnestelsel
in grooten getale als kometen (haarsterren, staartsterren)
aanwezig. Zij openbaren zich aan den waarnemer als een
flauw lichtend vlekje, uiterlijk niet verschillend van de z- ë\'
,,nevelvlekken,quot; die bij honderdtallen aan den hemel t^
vinden zijn, maar zich ten opzichte daarvan kenmerkende
door eene meestal zeer snelle verplaatsing in het veld van
den kijker. Heeft men micrometrisch (bldz. 125) de plaats
van dit vlekje aan den hemel op drie avonden bepaald, dan
kan men daaruit de loopbaan in het zonnestelsel vrij nauv\'-
keurig aangeven. Blijkt hieruit dat het hemellicht de
en de aarde nadert, dan kan men er zeker van zijn dat ne
vlekje in helderheid zal toenemen en een verdichting ^^
krijgen, die men de kern noemt, ter onderscheiding van h®
minder dichte omhulsel, de k o m a. Deze kern wordt helderder»
de nevelmassa breidt zich uit, en als de afstand tot de
nog kleiner wordt, begint de komeet z. g. „actiefquot; te worde»-

Kometenstof maakt zich los van de kern in de richting der
zon, buigt zich meestal spoedig om en vormt in een richting,
die vrijwel van de zon afgewend is, den z. g. ,,s t a a r t.quot;

Hoe dichter bij de zon, hoe actiever het proces; de grootste
lengte van den staart wordt dan echter waargenomen,
kort nadat de komeet om de zon is heengegaan, omdat het
eenigen tijd duurt eer de staartvorming voltooid is. Na
den periheliumdoorgang heeft het tegenovergestelde proces
plaats; de komeet wordt minder actief, de kern zwakker,
de staart korter en ten slotte is de komeet weder een
flauw lichtgevend nevelvlekje als bij hare ontdekking.

Daar de banen van deze hemellichten niet zooals dit met
die van planeten het geval is, geringe hellingen op de ecliptica
hebben, maar hunne baanvlakken dat der aardbaan onder
alle mogelijke hoeken snijden, kan een stelselmatig zoeken
naar kometen in een bepaalden hemelgordel, zooals dat
Voor de planetoïden gebruikelijk is, niet plaats hebben
en daarmede vervalt, althans voor geheel nieuwe kometen
de fotografische methode, waardoor men aangewezen is
Op het visueel doorzoeken van den hemel met een kometen-
Zoeker, zooals die op bldz. 132 is afgebeeld. Een catalogus
Van nevelvlekken is hierbij onmisbaar, ja het ontstaan
daarvan dagteekent uit den tijd, toen men telkens in een
nevelvlek een komeet meende ontdekt te hebben en tijd-
foovende plaatsbepalingen onvermijdelijk waren. Thans zijn
alle nevels, die in een kometenzoeker zichtbaar zijn, gecata-
logiseerd en een eventueel opgemerkt vlekje, dat niet in
dezen catalogus voorkomt, is dus zeer waarschijnlijk een
komeet; het constateeren van de beweging heft dan dien-
aangaande allen twijfel op.

Het ontdekkingswerk aan kometenzoekers geschiedt door
heroeps- of liefhebbersterrenkundigen, die een groot deel
Van hunnen beschikbaren tijd daaraan besteden en daarom
Wel eens „kometenjagersquot; genoemd worden. Geheel wille-
keurig gaan zij daarbij niet te werk; bij voorkeur wordt
quot;n den vooravond in het Westen, in den na-nacht in het
bosten gezocht, omdat in de nabijheid van de zon een

komeet helderder is en dus gemakkelijker ontdekt kan
worden, l) Het aantal ontdekkingen is gemiddeld drie of
vier per jaar. Men benoemt deze hemellichten aanvankelijk
met vermelding van de letters a, b, c enz. in de volgorde
van de ontdekking achter het jaartal geplaatst; later, als
de baanelementen bekend zijn, vervangt men deze letters
door de cijfers I, H, Hl enz., in de volgorde van den perihelium-
doorgang.

Zoodra een ,,kometenjagerquot; een komeet ontdekt heeft,
seint hij dit in cijferschrift aan de ,,Astronomische Zentral-
stellequot; te Kiel, welke het bericht in hetzelfde cijferschrift
verder verspreidt. Zoodra er drie goede plaatsbepalingen
verkregen zijn, berekent men een voorloopige baan, ten-
einde uit de elementen daarvan de plaatsen der komeet
aan den hemel voor de naaste toekomst te voorspellen. Als
vaste regel geldt, dat een komeet zich bij hare ontdekking
reeds in het binnenste deel van het zonnestelsel, meestal
zelfs ver binnen de Marsbaan bevindt. De eerst berekende
baan is nagenoeg altijd een parabool; dit beteekent nz\'e^
dat de komeet uit het oneindige gekomen is om, na een
boog om de zon beschreven te hebben, weer naar het onein-
dige te verdwijnen; het beteekent eenvoudig dit: daar de
elementen eener parabolische baan, doordat een daarvan
(excentriciteit = i) bekend is, veel gemakkelijker uit de
drie gegeven plaatsen te berekenen zijn, dan die van een
elliptische baan, en de ondervinding geleerd heeft, dat ellip-
tische kometenbanen bijna altijd zeer langgerekt zijn en
nabij het perihelium ongeveer een parabolisch beloop hebben,
zoo stelt men zich, althans voor de naaste toekomst, met
zulk een baan tevreden. Is de komeet niet meer waarneem-
baar, na een tijdsverloop sedert de ontdekking, dat van enkele
weken tot een paar jaar uiteen kan loopen, dan wordt m«^
behulp van alle beschikbare waarnemingen een definitieve
baan berekend en dan blijkt meestal, dat de waarnemingen

Staat een komeet werkelijk dicht bij de zon, dan staat ze ook schijnbi\'^\'^\'\'
dicht daarbij, maar staat omgekeerd een komeet bijv. in de avondschemeringi
dan is het niet zeker dat zij ook in werkelijkheid dicht bij de zon staat..

^Ven goed of beter door een langgerekte ellips worden voor-
gesteld, met zoo groote excentriciteit echter en met zulk
^en langen omloopstijd (eenige honderden jaren bijv.)
dat men practisch even goed zeggen kan: de komeet door-
loopt een parabool. Een dergelijk hemellicht echter loopt op
zijn weg naar de grenzen van ons zonnestelsel, vooral
als de helling van zijn baan gering is, zooveel kans door
storingen der groote planeten de elementen van zijn baan
Veranderd te zien, dat uit een elliptische baan met een
Periode. van 200 of meer jaren eene eventueele voorspelling
Van een terugkeer op een bepaald tijdstip en op een bepaalde
plaats aan den hemel, niet de minste waarde heeft. Door
®en storing als hierbedoeld kan een parabolische snelheid
sterk verminderd worden, waardoor de komeet een merkbaar
gesloten baan gaat beschrijven. Zij kruist dan dus veel eerder
voeder de loopbarten der groote planeten; wordt nu bij deze en
Volgende terugkeeren de snelheid wederom verminderd, dan
\'\'^ordt telkens de baan minder langgerekt om ten slotte na
^ele terugkeeren, waarmede desnoods verscheidene eeuwen
Semoeid kunnen zijn, haar tweede ombuigingspunt (aphelium)
te krijgen en te behouden in de onmiddellijke nabijheid der
\'Oopbaan van die planeet, die de hoofdoorzaak was van de
telkens verminderende snelheid, l) Dan eerst kan men op
^^dubbelzinnige wijze zeggen dat de komeet tot ons zonne-
stelsel behoort. De baan is een ellips, de omloopstijd in
elk geval kleiner dan 80 jaar en het voorspellen van den
terugkeer geen waan meer. In deze omstandigheden spreekt
l^en van een periodieke komeet en benoemt ze naar
hem die haar ontdekt heeft of hare definitieve baan berekende,
^e planeet Jupiter met hare enorme massa speelt bij dit
g. „vangenquot; van kometen de meest belangrijke rol;
\'^\'et minder dan 13 kometen behooren zeker en verscheidene
^ndere zeer waarschijnlijk tot de „Jupiter-hometen;quot; deze
nebben omloopstijden van 5 tot 8 jaar. De kometen die hun
hebben dicht bij de loopbaan van Saturnus

Er zijn enkele gevallen bekend, waarbij dit proces na slechts 2 of
3 omloopen voltrokken werd.

keeren na ongeveer 13 jaar, die waarvoor dit het gev
is bij de loopbaan van Uranus na ongeveer 33
in onze nabijheid terug, terwijl de omloopstijden de^
Neptunus-kometen ongeveer 75 jaar bedraagt. In
1910 hebben wij in de beroemde komeet van Halley oe^
terugkeer bijgewoond van een-iVep^unus-komeet, in iP^
dien van een der Saturnus-kometen (de komeet van Tuttleh
in 1910 dien van een der Jupzïer-kometen (de komeet va^^
Faye). Vele periodieke kometen moeten intusschen, a^
de invloed der groote planeten een vermeerdering van snelhe^^
tengevolge heeft, haar karakter van periodieke komeet wed
verliezen; van vele Jupzïer-kometen is zelfs de eerste tefUg^
keer niet waargenomen en het blijft altijd opnieuw^e ^
verrassing of de voorspelling uitkomt, ook al is bij de ^^
rekening zooveel mogelijk met de storende invloeden i^ekeni ^
gehouden. Het volgende overzicht van kort periodis ^^
kometen moge dit verduidelijken. Hierin stelt T. j:,
omloopstijd in jaren, A het aantal waargenomen verse J^
ningen, L het jaar van de laatste, of eerst komende ve
schijning.nbsp;__

1911

1909
1914

1909

1912

1910

1909

1913

1910

1912

1913

1910
1910

3-3
5.2
S-S
5-5
5-6
6.0

6.5

6.6
6.8
6.9

7-1
7-4

In 1904 gezien.
In 1902 niet, in 1908 wel
In 1892 en 1898 gezien, in 1904
Sedert 1895 niet meer gezien.
Sedert 1879 niet meer gezien.
In 1903 niet gezien.

1) Deze komeet rekent men een afzonderlijke plaats in te nemen,
aphelium ligt ver binnen de baan van Jupiter.

Wat op bldz. 315 over het kometenzoeken gezegd is,
geldt natuurlijk niet voor de periodieke kometen; het tijd-
stip van haar eventueele wederverschijning en de plaats aan
den hemel waar dit zal geschieden, zijn ongeveer bekend
en de fotografie kan nu de behulpzame hand bieden. Zoo
is in 1909 de komeet van Halley, nadat aangaande haren
terugkeer eene op nauwkeurige berekeningen steunende
Voorspelling gedaan was, fotografisch teruggevonden als
een vlekje, welks helderheid aan de grens der allergrootste
kijkers stond.

Het aantrekkelijke van kometenverschijningen is gelegen
in de, zoowel blijde als teleurstellende verrassingen, die
hare \'kortstondige zichtbaarheid ons rijkelijk biedt. Alle
kometen hebben dit gemeen, dat van hare kernen, hetzij
Voortdurend, hetzij periodiek, uitstroomingen van lichtende
kometenstof plaats heeft en dat de staartvorming en in
het algemeen het geheele „activiteitsprocesquot; een functie
is van den afstand tot de zon. Maar de wijze waarop dit
proces verloopt is telkens een verrassing. De staartvorming
kan geleidelijk plaats hebben, maar ook plotseling, ze kan
zelfs geheel wegblijven (bij periodieke kometen is dit regel),
en op een afstand van de zon waarop de eene komeet een
fraaien staart ontwikkelt, blijft de andere volkomen werkeloos.
Soms heeft een komeet één, soms meer staarten (die
van het jaar 1744 had er zes), nu eens is de staarlt; gelijkmatig
gevormd, dan weer komen er verdichtingen en plotselinge
scheuringen in, soms is hij sterk actinisch, zoodat een
fotografische opname een sterk ontwikkelden staart ver-
toont, waarvan visueel in de grootste kijkers nauwelijks
iets te zien is, een andermaal heeft het omgekeerde plaats,
en nadat verscheidene achtereenvolgens ontdekte kometen
nagenoeg hetzelfde spectrum vertoond hebben, verschijnt
er een komeet met een geheel ander spectrum. Langzamer-
hand heeft men echter toch gegevens verkregen, waardoor
nien zich een min of meer bevredigend beeld van de?;e ge-
heimzinnige hemellichten heeft kunnen vormen; die gegevens
2ijn de volgende:

a.nbsp;de massa is zeer gering, het volume zeer groot, het
hemellicht daardoor van een haast onbegrijpelijke ijlheid.
Een komeet moge zeer nabij een der planeten komen, of
zooals in 1770 is voorgekomen, haar weg nemen door het
satellietenstelsel van Jupiter, nooit is het effect van hare
door de massa bepaalde attractie op eenigerlei wijze aan-
getoond kunnen worden. Uit het feit van het enorm groote
volume, grooter soms dan dat der zon, volgt dan de geringe
dichtheid vanzelf, maar deze blijkt bovendien ten duidelijkste
uit het feit, dat het licht der sterren, wanneer het zijn weg
neemt door den staart en zelfs door den kop, daarin noch
gebroken noch geabsorbeerd wordt; de dichtheid van een
kometenkop moet met die van een luchtpomp-luchtledig
te vergelijken zijn.

b.nbsp;het spectrum van den kop is een z. g. bandenspectrum
(bldz. 147), dat van den staart is als regel, behalve vlak
achter den kop, te zwak voor spectroscopisch of spectro-
grafisch onderzoek. Eerst de toepassing der fotografie heeft
dit onderzoek vruchtdragend kunnen maken; zooals wij in
het Negende hoofdstuk bespraken, kan men wegens de geringe
lichtsterkte van het spectrum geen nut hebben van lange
kijkers met groote dispersie en vele lichtabsorbeerende lenzen
en prisma\'s, en gebruikt daaróm (sedert 1902) prisma\'
camera\'s (bldz. 142) met korten brandpuntsafstand. Fig. 99
geeft een op deze wijze verkregen kometenspectrum; het
bestaat eenvoudig uit zooveel naast elkaar gerangschikte
beelden van de komeet, als er enkelvoudige stralingen in het
door haar uitgezonden licht voorkomen. De voornaamste
daarvan zijn drie emissiebanden in het geel, groen en blauW,
vrij scherp begrensd naar de roode en geleidelijk uitvloeiende
naar-de violette zijde van het spectrum; deze banden zijn
zichtbaar op een continuen ondergrond van veel geringe*\'
intensiteit, dien men gewoon is, vooral nadat de fotografie
daarin Fraunhofersche lijnen heeft kunnen toonen, aan
teruggekaatst zonlicht toe te schrijven.

Dit is het regelmatige kometenspectrum, maar ook hief
treden weer vele grilligheden op. Soms voegen zich, als de

PiG. 99. KOMETENSPECTRUM EN STERRESPECTRA GEFOTOGRAFEERD MET
Een PRISMA-CAMERA. BELICHTINGSTIJD 3quot; 57quot;. VERGROOTING 4.7 MAAL.
(Uit: A. de la Baume Pluvinel and F. Baldet. Spectrum of Cornet
Morehouse (1908 c) The Astrophysical Journal XXXIV).

XI . j\'

•»^r---Vv, .1\'

■.x^r

komeet zeer dicht bij de zon\' gekomen is, bij de banden
heldere lijnen van natrium en magnesium en wellicht ook
die van ijzer; nu eens wordt bij het naderen van de zon
het continue spectrum helderder, dan weer niet, soms is er
zelfs (bijv. in het spectrum van de komeet 1908c) geen spoor
van eenigen continuen ondergrond te vinden; vaak ook zijn
er andere banden dan die van het regelmatige spectrum
waar te nemen. Dit laatste is volkomen gelijk aan dat van de
blauwe vlam van een Bunsen-brander; het leert dat de licht-
gevende bestanddeelen van een komeet bestaan uit verbin-
dingen van koolstof met waterstof, zuurstof en stikstof;
vooral één bepaalde kool-stikstofverbinding, het cyaan, is
de laatste jaren in kometenspectra herhaaldelijk waarge-
nomen. Daar overigens de koolstofverbindingen ook in
laboratoria moeilijk gescheiden te bestudeeren zijn, is er
altijd eenige onzekerheid in de meer nauwkeurige interpre-
tatie van kometenspectra blijven bestaan, welke er door de
nieuwere fotografische methode niet op verbeterd is; deze
levert wel heldere, maar zeer ineengedrongen spectra, die voor
nauwkeurige metingen van golflengten weinig geschikt zijn.

c. De directe fotografie heeft over het gedrag der kometen
een nieuw en uitvoerig licht verspreid. Was het eertijds
gebruikelijk een komeet eens op een avond in te stellen,
hare plaats te bepalen en eenige korte aanteekeningen over
haar uiterlijk te maken, de fotografie heeft geleerd dat in de
meeste kometen het activiteitsproces voortdurend van fase
Verandert en dat het terwille van een uitvoerige en nauw-
gezette levensbeschrijving noodzakelijk is, zulk een hemel-
licht fotografisch a. h. w. niet meer los te laten. De wijze
Waarop kometenstof zich losmaakt van de kern en uitstroomt
naar den staart, de wijze waarop de koma in den kop geplaatst
is en de periodieke standswisselingen die daarbij vaak optreden,
vooral echter de grillige staartprocessen, het zich verdeelen
in tweeën of drieën, het optreden van verdichtingen die zich
plotseling oplossen, het loslaten van sommige staartdeelen
zóó onverwacht en plotseling, dat het den indruk maakt alsof
de staart eensklaps een weerstand heeft ondervonden, dit

zijn bijna alle episoden uit een kometenbestaan, die eerst
door onafgebroken reeksen van fotografieën, met tusschen-
poozen van enkele uren genomen, bekend zijn geworden.
Fig. 100 toont twee opnamen door Barnard van de komeet
1908c, met slechts drie uur tusschenpooze verkregen;
de rechtsche foto toont duidelijk hoe het ijlere deel van den
staart bezig is los te geraken. Bij dergelijke opnamen „volgtquot;
men op de kometenkern, zoodat de sterrestreepjes in de
richting van de schijnbare beweging der komeet loopen; de
lengte van die streepjes hangt af van de schijnbare snelheid
der komeet en van den belichtingstijd.

d. De visueele bestudeering van den kop eener komeet
heeft sedert lang geleerd dat zich kometenstof van de kern
uit eerst in de richting van de zon beweegt, en na een be-
trekkelijk korten weg afgelegd te hebben, onder den invloed
van de een of andere van de zon uitgaande afstootende werking
ombuigt in tegenovergestelde richting, aldus aanleiding
gevende tot een vaak zeer regelmatig, lichtend omhulsel, dat in
enkele gevallen uit meerdere lagen bestaat, in andere gevallen
niet tot volle ontwikkeling schijnt te komen en den indruk kan
maken van een staartvorming naar de zon toe. Een werkelijke
kometehstaart is echter van de zon afgewend en vertoont
doorgaans een geringe kromming, die bij de verlengde
richting zon-komeet achterblijft. Mathematisch is deze
gedaante gemakkelijk te verklaren als men aanneemt dat
op eenigen afstand van de kern de deeltjes onder den invloed
van de zonne-werking zelfstandige banen m\', mquot; enz. (Fig-
loi) gaan beschrijven. Verbindt men nu de plaatsen i, 2 enz.,
die de achtereenvolgens losgelaten deeltjes op hetzelfde
oogenblik elk in zijn (hyperbolische) baan innemen, dan
krijgt men het waargenomen staartbeloop. Evenzoo is de
rookpluim van een zich voortbewegende locoiiiotief de
verbindingslijn der plaatsen, waar zich op één bepaald oogen-
blik de op verschillende tijdstippen verticaal omhoog gezonden
rookdeeltjes bevinden.

FIG. 100. TWEE OPNAMEN, DRIE UUR NA ELKAAR, VAN DE KOMEET 1908 C.
(Foto Barnard. Yerkes-sterrenwacht).

ze Zijn naar de onderzoekingen van Bredichin in drie hoofd-
typen te onderscheiden.

1° lange, rechte staarten, welke uit stoffen moeten bestaan
voor welke de afstootende werking 18 maal zoo groot is
als de zonne-attractie.

Neemt men verder aan dat de afstootende werking
omgekeerd evenredig is met het moleculair gewicht
der stoffen, dan blijken deze theoretische beschouwingen

werkelijk te voeren tot de waargenomen staartvormen,
als het i«\'« type gevormd virordt door waterstofgas, het 2\'^®
door koolstofverbindingen en lichte metalen, het door
zware metalen (ijzer, koper, zilver, goud). De aanwezigheid
van deze stoffen is intusschen, zooals wij zagen, alleen
voor het en in een enkel geval ook voor het 3^^ type
spectroscopisch aangetoond; het i®\'« type is voor dit onderzoek
veel te lichtzwak, het 3de type komt uiterst zelden voor.
Zoo is over de theorie van Bredichin het laatste woord nog
niet gesproken, temeer daar 0. a. in enkele kometen van
1907 en 1908 veel grootere afstootende krachten werkzaam
geweest moeten zijn dan Bredichin voor het type afleidt,
en vele staartvormen der nieuwere kometen niet onder één
van zijne typen blijken gerangschikt te kunnen worden.

De afstootende werking zelve heeft men jaren lang voor
een electrische gehouden, tegenwoordig houdt men ook
rekening met de mogelijkheid dat de drukking van het licht
hierbij de hoofdrol vervult. Uit de moderne opvatting dat
lichtopwekking een electromagnetisch verschijnsel is, volgt
dat een lichtstraal op elk voorwerp dat er door getroffen
wordt eene drukking uitoefent, die behalve van den afstand
afhankelijk is van de oppernZaWe van dat voorwerp. Daar de
aantrekking afhangt van zijn massa kan voor genoegzaam
kleine deeltjes (deeltjes die in elk geval kleiner doorsnede
hebben dan 0.0015 mni.) de „lichtdrukquot; de aantrekking
overwinnen, en daar het bestaan van dezen licht-, of stralings-
druk zoowel op vaste deeltjes als op gasmoleculen proef-
ondervindelijk is aangetoond, is inderdaad de mogelijkheid
niet uitgesloten dat daarin de hoofdoorzaak van de staart-
vorming gelegen is. Dat de gassen in den staart licht geven,
zal intusschen toch waarschijnlijk aan een of ander electrisch
of radioactief proces geweten moeten worden.

^ Men kan zich derhalve het wezen van een komeet ongeveer
zóó voorstellen: een verspreide groep zeer kleine vaste
deeltjes beweegt zich met groote snelheid in een langgerekte
elliptische baan om de zon; nadert zij deze, dan ontwikkelen
zich achtereenvolgens drie verschillende processen: a. een

warmteproces, waardoor uit de vaste deeltjes gassen worden
vrijgemaakt; b. een afstootingsproces door lichtdruk, waardoor
de deeltjes worden gedreven in een richting die van de zon
is afgewend; c. een lichtproces, waardoor deze weggedreven
deeltjes zichtbaar worden. Dat een dergelijke voorstelling
niet geheel bevredigend is en in hare details zeer veel aan-
vulling behoeft, die nog niet gegeven kan worden, ligt voor
de hand. Even weinig bevredigend is de gebruikelijke voor-
stelling omtrent den oorsprong der kometen. De zon beweegt
zich (zie bldz. 3Ó7) met groote snelheid in de ruimte en het
geheele zonnestelsel deelt deze beweging; het zou dus a. h. w.
op zijn weg kometenstof kunnen ontmoeten, die zich inde
interstellaire ruimte bevindt. Maar dan zou: 1°. de snelheid
bij het begin der attractie zoo groot zijn, dat bijna alle banen
hyperbolen zouden worden en 2°. de richting waarin de
kometen zichtbaar worden bij voorkeur die zijn, waarinde
zon zich voortbeweegt. Noch het een, noch het ander wordt
echter waargenomen; alle uitkomsten van de z. g. ,,kometen-
statistiekquot; wijzen er op dat er geen bezwaar is, aan te nemen
dat alle kometenbanen óf elliptisch zijn óf even goed voor
elliptisch als parabolisch gehouden kunnen worden en deze
hemellichten dus ,,van huis uitquot; tot het zonnestelsel behooren
en aan de beweging van de zon in de ruimte deelnemen.
Het feit echter dat het zonnestelsel nagenoeg een plat vlak
is en kometenbanen daarmede als regel groote hoeken
maken, werkt op een verdere voorstellingswijze zeer be-
lemmerend.

Herhaaldelijk is de vraag gesteld of een komeet tengevolge
van de boven beschreven processen langzamerhand „opquot;
kan raken. Een dergelijke vraag moet eigenlijk in tweeën
gesplitst worden, vooreerst deze: verliest een komeet op
den duur niet het vermogen een staart te ontwikkelen?
en 2°. kan door storingen de kop uiteengerukt worden, en
de komeet daardoor haar bestaan als zoodanig eindigen?
Beide vragen moeten in bevestigenden zin beantwoord

worden, de eerste om het zeer opmerkelijke feit dat geen
enkele der kort-periodische kometen een staart vertoont.
Door het telkens wederkeerend activiteitsproces moeten
de inwendige gassen der kopdeeltjes langzaam maar zeker
verloren gaan. De lang periodische kometen hebben in
het algemeen een te klein aantal verschijningen gemaakt
óm behoorlijk bestudeerd te zijn; de eenige die hierop een
uitzondering maakt is de beroemde komeet van Halley,
de eerste waarvan de periodiciteit ontdekt is en waarvan
reeds 26 min of meer nauwkeurig bestudeerde verschijningen
zijn aangeteekend. Voor haar is er geen enkele aanwijzing
van een vermindering in helderheid en staartvorming;
zij werd in Mei 1910 o. a. in onze koloniën gezien met een
staart die nagenoeg van de kim naar het zenith liep en zoo
helder was als de bundel van een electrisch zoeklicht. Het
is niet onmogelijk dat zij op haren langen weg naar de
grenzen van het zonnestelsel telkens nieuwe hulptroepen
kan aanwerven.

Ook de 2de .^^raag moet bevestigend beantwoord worden
sedert Schiaparelli ontdekte dat de elk jaar geregeld op
dezelfde data uit dezelfde richting komende vallende sterren
beschouwd moeten worden als meteorenzwermen, die ellip-
tische banen rond de zon beschrijven, welke met die van
een reeds bekende komeet nagenoeg volkomen identiek zijn.
Dit vereischt een eenigszins uitvoerige toelichting.\' Wanneer
men plotseling een lichtend punt aan den hemel ziet, dat
zich, vaak met achterlating van een lichtende streep, snel
verplaatst, dan noemt men dit verschijnsel het „verschietenquot; of
,,val lenquot; van een ster. In werkelijkheid gebeurt er natuur-
lijk niets van dien aard; een klein, meestal zeer klein lichaam,
dringt met groote snelheid den dampkring der aarde, binnen,
geraakt daar door de sterke wrijving in gloeiing, en verdwijnt,
hetzij door verbranding hetzij door verspreiding, vóór het
de aardoppervlakte bereikt heeft. Treft zulk een lichaam

1) De twee andere Neptunus-kometen worden eerst omstreeks 1955
en i960 terugverwacht; zij zullen dan hun 3de verschijning maken.

wèl het aardoppervlak, dan spreekt men niet meer van een
vallende ster of meteoor, maar van een meteoorsteen;
deze is dan als regel vrij groot met een gewicht tot honderden
Kilogrammen en het vuurverschijnsel vóór het bereiken
der aarde is zeer intens. In dit stadium spreekt men van
een vuurbol of bolide.

Het is voornamelijk de kennis van de nagenoeg parabo-
lische snelheden waarmede de vallende sterren zich bewegen,
die geen twijfel overlaat aan hunnen kosmischen oorsprong.
Van de drie met verschillende namen (meteoren — boliden
meteoorsteenen) aangeduide verschijnselen waarvan
nog altijd de identiteit niet met zekerheid is vast-
gesteld, zijn zij het meest frequent; in elke maan-
vrije nacht kan men gemiddeld 3 of 4 vallende sterren per
uur waarnemen, welk aantal echter na middernacht grooter
is dan daar vóór, en in het najaar grooter dan in het voorjaar.
Neemt men n. 1. aan dat de ruimte, waarin de aarde zich
voortbeweegt, gelijkmatig met meteoren gevuld is, dan is
de in de ecliptica gelegen voortbewegingsrichting der aarde
a. h. w. een ,,bevoorrechte richtingquot; van waaruit meteoren
verwacht kunnen worden. Deze richting maakt om 6 uur
\'s morgens deel uit van het meridiaanvlak van den waar-
nemer en is dan dus voor dien dag zoo hoog mogelijk boven
den horizon, waardoor theoretisch het dagelijksch maximum
op dat uur te stellen is. Practisch valt het ongeveer te 3 uur
\'s nachts, daar het aanbreken van de schemering meestal
een later waarnemen belet.

De jaarlijksche periode ontstaat doordat de meridiaans-
hoogte van de bevoorrechte richting op verschillende tijd-
stippen van het jaar verschillend is. Wij komen hierop in
het volgende hoofdstuk nader terug; uit de op bldz. 340
gegeven tabel blijkt dat het jaarlijksch maximum in October
valt.

De waarneming van de dagelijksche en jaarlijksche perio-
diciteit der meteoren-verschijningen is eveneens een bewijs
voor hunnen kosmischen oorsprong, daar zij niet zouden
bestaan als men te doen had met dampkringsverschijnselen.

Er zijn echter, afgescheiden van het jaarlijksch maximum
bijzondere tijdstippen in een jaar, waarop het aantal vallende
sterren ver boven het gemiddelde stijgt; teekent men in die
nachten hunne schijnbare banen op een hemelbol, d. w. z-
verbindt men daarop door een grootcirkelboog de punten
waar zij opvlammen en onzichtbaar jvorden, dan blijken

al deze grootcirkelbogen, na verlengd te zijn, elkaar ongeveer
in één punt te snijden. Dit bewijst dat deze meteoren zich
bewegen in nagenoeg evenwijdige richtingen; immers deze
worden aan de sfeer door een enkel punt vertegenwoordigd-
Dit punt heet het radiatie (uitstralings-) punt of kortweg de
radiant. Enkele van deze radianten hebben wij reeds in
het Derde hoofdstuk bij de bespreking der sterrenbeelden
leeren kennen; zooals daar reeds bleek, heeft men uit
de namen der sterrenbeelden, waarin zich enkele van de
meest werkzame radianten bevinden, namen afgeleid voor
de uit die richting den dampkring binnensnellende meteoren-
zwermen. De voornaamste daarvan zijn in de onderstaande
tabel opgenomen; ze zijn ontleend aan den radianten-
catalogus van Denning, een Engelsch sterrenkundige, die
zijn geheele leven gewijd heeft aan de theoretische en
practische vraagstukken die zich met betrekking tot de
meteoren en huhne banen voordoen.

In November 1799 woonde Alex, von Humboldtin Zuid-
Amerika een meteoren-regen uit den Leeuw bij, die ettelijke
uren aanhield en waarbij de geheele hemel onafgebroken
met lichtende strepen doortrokken was, en hij vernam van
de bevolking dat in 1766 een dergelijk verschijnsel was
waargenomen. Toen dit zich in 1833 herhaalde, werd het
duidelijk dat men hier met een periodiek verschijnsel te doen
had en dat de periode ongeveer 33 jaar bedraagt. Het
schouwspel was in 1833 voor waarnemers in Noord-Amerika
nagenoeg even schitterend als von Humboldt het beschreven
had; in één enkelen nacht werden tusschen 9quot; en 12quot;
193 Leoniden waargenomen, tusschen 12 quot; en 2 quot;
6900 en tusschen 2 quot; en 5 quot; ongeveer 1400. Een dergelijke
meteorenstroom voor de i®\'® helft van Augustus was reeds
sedert eeuwen onder den naam van Laurentius-stroom
(de tranen van den heiligen Laurentius) bekend. Van dezen
zwerm, de Perseïden, gelukte het Schiaparelli in 1866 uit de
plaats van den radiant, en de als parabolisch aangenomen
snelheid der meteoren, de elementen der baan af te leiden
Waarin zij zich bewegen. Deze bleek een zeer langgerekte
ellips te zijn, waarvan het aphelium zich ver voorbij de
Neptunushaan bevindt en die in ongeveer iio jaar door-
loopen wordt; deze baan was nagenoeg identiek met die van
een komeet, die vier jaar te voren was waargenomen, de
komeet 1862 III. Dit eene geval kon een toevallige overeen-
komst zijn, maar toen Schiaparelli kort daarop ook de loop-
baan der Leoniden berekende en de elementen daarvan
dezelfde bleken te zijn als die van de Uranus-komeet 1866 I,
kon aan een fysisch verband tusschen de beide soorten
Van hemellichten moeilijk getwijfeld worden. De Leoniden
Volgden het spoor der komeet en passeerden 10 maanden
na deze de aardbaan.

Het was duidelijk dat men hier met een ontledingsproces
Van de kometen-kop te doen had, zooals dat op bldz. 330 be-
schreven werd; de komeet was, hetzij onder den invloed
Van de zon, hetzij onder dien van de aarde, misschien ook
onder dien van beide, a. h, w. opgelost, gedisgregeerd zooals

men het meestal noemt, en uit het feit dat elk jaar Perseïden
en Leoniden worden waargenomen, mag worden afgeleid
dat de geheele kometenbaan een ring van gemeenschappelijk
reizende meteoren geworden is, welke niet overal dezelfde
dichtheid heeft, zoodat de verschijningen nu eens meer,
dan weer minder opvallend zijn en alleen bij het passeeren
van een zeer dicht gedeelte van den zwerm het karakter
van een vallende stamp;xren-regen aannemen. Hoe gelijkmatiger
de dichtheid van den ring, des te langer is waarschijnlijk
het disgregeeringsproces werkzaam; den naam Lauren-
tiusstroom komt men reeds in de Middeleeuwen tegen, en de
C/ranus-komeet, die de Leoniden levert, werd waarschijnlijk
reeds in 126 v. Chr. door de planeet waarnaar zij ge-
noemd wordt, gevangen. De komeet zelve is intusschen
alleen in 1866 waargenomen, toen de omstandigheden voor
hare zichtbaarheid bijzonder gunstig waren; ongetwijfeld
bestaat zij echter nog en is het ontledingsproces nog niet
voltdoid. De Perseïden-komeet kan eerst omstreeks 198S
terug verwacht worden.

Na de bovengenoemde ontdekkingen zijn er meer dan
100 radianten bekend, waaruit men gemeend heeft gemeen-
schappelijke elementen van meteoren- en kometenbanen te
kunnen afleiden i) ; een der oudste zwermen is die der Lyriden,
welke n. 1. reeds in Chineesche kronieken van 687 v. Chr.
vermeld worden.

Zes jaren na de ontdekking van Schiaparelli kon men
zich van de waarheid van zijne beschouwingen met eigen
oogen overtuigen; van eene door Biela in 1826 ontdekte
Jupzïer-komeet kon men in 1845 en 1852 een splitsing in
tweeën waarnemen, en toen, nadat in 1859 en 1865 geen
van deze deelen zichtbaar geweest was, de aarde in 1872
wederom de loopbaan der komeet kruiste, vertoonde zich
geheel onverwachts een vallende sterren-regen,nogschitteren-
der dan de Leoniden-verschijning van 1866. Deze meteoren-

Storingsinvloeden maken echter dat slechts de resultaten van een
lo-tal als volkomen zeker te beschouwen zijn.

zwerm, in de tabel dien der Andromediden genoemd, wordt
naar den naam van den ontdekker van zijn komeet meestal
die der Bieliden genoemd. Een merkwaardigheid van
dezen zwerm is de opvallend langzame schijnbare beweging,
hierdoor veroorzaakt dat hij de aarde moet achterhalen
en de waargenomen snelheid dus de werkelijke snelheid van
den zwerm is, verminderd met de snelheid der aarde. Gaat
daarentegen de aarde een meteorenzwerm tegemoet, dan
moet deze onzen dampkring binnentreden met een schijn-
bare snelheid die de som is der beide bovengenoemde snel-
heden.

In hoeverre de op ongeregelde tijden waargenomen,
de z. g. „wildequot; meteoren, deel uitmaken van een zwerm,
waarvan de aarde wellicht alleen de buitenste grens door-
kruist, is moeilijk uit te maken. De meteoorsfeenen (die
niet alleen gesteenten, maar veelal ook ijzer, nikkel a. a.
bevatten) rekent men niet te behooren tot opgeloste kometen,
maar men is eerder geneigd hen een zeker zelfstandig bestaan
toe te schrijven, dat met de eene of andere kosmische ramp
is aangevangen.

HET ZODIAKAAL-LICHT.
{Uit: M. W. Meyer. Das Weltgebaude).
De „volle maanquot; in het helderste deel van de lichtpyramide
is een fout in het cliché.

gEEDS de Arabische sterrenkundigen kenden
onder de ook in den Koran opgenomen be-
naming van: „valsche schemeringquot; een zeer
mat pyramide-vormig lichtverschijnsel dat kort

kort vóór den aanvang der morgenschemering in het Oosten
zichtbaar wordt. Eerst in 1630 werd op dit verschijnsel door
Descartes en in 1659 door Childrey de aandacht der
Europeesche waarnemers gevestigd, waarna het in 1683
door den Franschen sterrenkundige J. D. Cassini weten-
schappelijk werd onderzocht.

De as van deze lichtpyramide ligt ongeveer in de ecliptica,
volgt dus den Dierenriem en daarom spreekt men van hét
licht van den Dierenriem of van het Z 0 d i a k a a 11 i c h t. Uit
de ligging van deze as volgt dadelijk, dat hoe schuiner sfeer
de waarnemer aanschouwt, des te moeilijker het wordt
deze lichtpyramide in haar vollen onivang en schoonheid
te aanschouwen. De voorwaarden van zichtbaarheid worden
immers bepaald door den hoek, dien de ecliptica met den
horizon van den waarnemer maakt; hoe grooter deze hoek,
hoe steiler rijst het zodiakaallicht omhoog en des te beter
vertoont het zich. Bevindt de waarnemer zich aan den
aequator {(p = 0) dan beschrijft zijn zenith in den loop
van een dag een cirkel met een straal van 90° (90° — (p)
rond de hemelpool en daar de pool der ecliptica daarvan 23quot;

verwijderd is, wisselt dus in den loop van een dag de afstand
zenith-eclipticapool d. i. de hoek tusschen horizon en eclip-
tica van 90° 23° = 113° tot 90° — 23° = 67°. Het Zodia-
kaallicht verheft zich voor hem altijd steil (soms loodrecht)
op zijn kim en de kort durende schemering komt de zicht-
baarheid ten goede. Voor een waarnemer op de breedte van
Nederland {tp = 52°) zijn echter de omstandigheden veel
minder gunstig; zijn zenith beschrijft door de schijnbare
hemeldraaiing een cirkel rond de hemelpool van slechts
90° — 52° = 38° en de hoek dien de ecliptica met zijn horizon
maakt, wisselt dus van 15° tot 61°; de gelegenheid voor de
waarneming van het avondverschijnsel is dus alleen dan zoo
gunstig mogelijk, wanneer de hoek van 61° gemaakt wordt
korten tijd na de avondschemering. Uit de onderstaande
tabel blijkt dat deze zeer gunstige gelegenheid slechts kort
duurt.

Hieruit blijkt dat de gunstigste gelegenheid zich voordoet
in het begin van Maart; maakt men een dergelijke tabel
op voor de zichtbaarheid van het morgen-zodiakaallicht,
dan blijkt de gunstigste tijd voor de waarneming daarvan

het begin van October te zijn, evenveel na het zomersol-
stitium als die voor het avondverschijnsel daarvóór valt.

Latere onderzoekingen hebben omtrent dit nog altijd niet
Voldoende verklaarde lichtverschijnsel geleerd, dat het niet
zeker is of het inderdaad in de ecliptica gelegen is; door de vage
grenzen van de pyramide is de juiste ligging van de as moeilijk
aan tê geven en zoo meenen enkele onderzoekers uit hunne
Waarnemingen te mogen afleiden dat de as der lichtpyrainide
in het aequatorvlak van de zon is gelegen, dat ruim 7° op
de ecliptica helt: weer anderen berekenen dat de bedoelde
richting tusschen het vlak van de ecliptica en dat van
den zonne-aequator in gelegen is, en een volkomen
bevredigende beslissing is in deze nog niet gevallen. Toch
zou zij van groot belang zijn, om uit te kunnen maken of het
verschijnsel al dan niet afhankelijk van de zonne-rotatie is.

Wat de helderheid betreft, zoo zijn alle waarnemers het
er over eens dat zij zeer verschillend kan zijn, maar dat het
moeilijk uit te maken is of deze verschillen reeël zijn of
alleen van plaatselijke omstandigheden bij de waarneming
afhankelijk. Soms is de helderheid te vergelijken met die
van den hemel even vóórdat de maan boven de kim zal
verrijzen, meestal is ze gelijk aan de helderste deelen van
den melkweg en vandaar doorloopt ze alle waarden tot
nagenoeg onzichtbaarheid toe. Van het zodiakaallicht
Vertoont zich altijd het eerst de top van de pyramide
en naarmate de schemeringsboog onder den horizon ver-
dwijnt, worden ook de lager gelegen deelen van het lichtver-
schijnsel zichtbaar.

De heldere lichtpyramide is omgeven door een veel zwakkere;
de eerste is op den horizon gemiddeld een dertigtal graden
breed, welke breedte naarmate men hooger komt snel ver-
mindert, de tweede draagt meer het karakter van een band,
die in zeer gunstige gevallen den geheelen nacht zichtbaar
blijft en in het diametraal tegenover de zon gelegen deel
van den nachtelijken hemel den vorm van een onregel-
matig ovaal aanneemt, dat iets helderder dan de band is
en om zijne bijzondere ligging bekend is onder den naam

oppositielicht (Duitsch: „Gegenscheinquot;). Het is volgens
den Amerikaanschen sterrenkundige Barnard, die het jaren
lang heeft waargenomen, gemakkelijker op te merken dan
men algemeen aanneemt, mits er geen enkele lichtbron
storend werken kan. De wintermaanden leenen zich op
onze breedte het best voor de waarneming; te middernacht
staat dan de zon op grooten afstand onder, het oppositie-
licht dus op denzelfden afstand boven den horizon. In Juni
en December (en de le helft van Januari) maakt het oppositie-
licht deel uit van den melkweg en is daardoor onzichtbaar;
in de andere maanden vertoont het zich als een ijle, zwak
lichtende wolk van ongeveer 15° middellijn in de in onder-
staande tabel opgenomen sterrenbeelden.

Het is de laatste jaren gelukt het zodiakaallicht te fotogra-
feeren, met camera\'s waarvoor / slechts ij a 2 maal d is.
Wolf heeft zelfs met een lensje van 37 mm. middellijn en
35 mm. brandpuntsafstand de verschillende doorsneden
van het zodiakaallicht afzonderlijk in beeld kunnen brengen
en daardoor zijn vorm en oppervlakte-helderheid fotografisch
kunnen bestudeeren.

Dat de „Gegenscheinquot; een kosmisch verschijnsel is,
blijkt duidelijk uit het feit dat het door waarnemers op
verschillende plaatsen op aarde ongeveer op dezelfde plek aan
den hemel gezien wordt, of om het meer technisch te zeggen,
dat het geen merkbare parallaxis heeft; en ook het zodiakaal-
licht kan daardoor moeilijk anders dan een verschijnsel buiten
onzen dampkring zijn. De ware aard van dit verschijnsel is

intusschen onbekend; de meeste waarnemers houden het
voor een ring van kosmische stofdeeltjes, kleiner nog dan
de deeltjes die zich aan ons als vallende sterren vertoonen,
en die een zelfstandige beweging rond de zon bezitten,
zooals die van den ring van Saturnus om dezen. Het onder-
zoek van de eigenschappen van het door dezen ring uitge-
zonden licht heeft geleerd, dat men hier zeer waarschijnlijk
met op vaste deeltjes teruggekaatst zonlicht te doen heeft.

Een critische bestudeering van een zeer groot aantal
door verschillende geoefende personen verrichte waar-
nemingen zal over eenige jaren door Prof. Nijland, den
Directeur der Utrechtsche sterrenwacht, ondernomen kunnen
worden. De gegevens daartoe worden geleverd door talrijke
officieren der Nederlandsche koopvaardijvloot, die tijdens
hunne reizen naar onze koloniën in de gelegenheid zijn
zoowel het licht van den Dierenriem als het oppositielicht
in hunne verschillende fasen te volgen. Een dergelijk uit-
gebreid waarnemingsmateriaal zal wellicht de beslissing
kunnen brengen in de talrijke strijdvragen, waartoe de
wonderlijke lichtglans aanleiding heeft gegeven.

behoefte aan een stelselmatige bestudeering
van de helderheid der sterren deed zich het
eerst gevoelen, toen het gebleken was dat zij
van meerdere sterren niet standvastig is en de
lichtwisselingen van deze z.g. „v e r a n derlijke
het beste bestudeerd konden worden door hare
helderheid telkens te vergelijken met die van naburige
sterren, bij welke een lichtwisseling niet was opgemerkt.
Naarmate later het vraagstuk van den bouw van het Heelal,
d. w. z. van de beschouwing der sterren, niet als individuën
maar als stelsel krachtiger ter hand werd genomen, heeft
het vaststellen van de helderheid der sterren nog grooter
belangrijkheid verkregen; de invoering van fotografische
methoden heeft echter de oplossing van het probleem in
hooge mate bemoeilijkt.

De lichtsterkte van een voorwerp is de hoeveel-
heid door ons ontvangen licht, uitgedrukt in die welke wij
bijv. van de op i Meter afstand geplaatste normaalkaars of
Hefnerlamp ontvangen. Om haar te kunnen beoordeelen,
moet men gebruik maken van z. g. „foto metersquot;
waarin de beide met elkander te vergelijken lichtbronnen
te zamen zichtbaar zijn. Zij berusten alle op het be-
ginsel, dat het menschelijke oog alleen kleine intensi-
teitsverschillen metquot; juistheid beoordeelen kan en tot de

gelijkheid van twee intensiteiten zelfs tot op i percent nauw-
keurig vermag te besluiten. Zij moeten dus zóó zijn inge-
richt, dat bij het vergelijken van zeer verschillende intensi-
teiten, de grootste in een bekende verhouding verkleind
kan worden, of beide tot de gelijke intensiteit „nulquot; gebracht
kunnen worden. Voor het verzwakken der intensiteit maakt
men in de hemelfotometrie nagenoeg uitsluitend gebruik
van de eigenschappen van twee z. g. „nichols.quot; Dit zijn op
bijzondere wijze gesneden kalkspaath-prisma\'s, die in onder-
ling verschillende plaatsingen t. o. v. elkaar telkens een
ander percentage der ontvangen lichtintensiteit doorlaten,
van nagenoeg het volle bedrag (als de hoofddoorsneden
evenwijdig aan elkaar gesteld zijn) af, tot nul toe (als deze
doorsneden loodrecht op elkaar gesteld zijn).

De tweede methode, het tot nul brengen (uitdooven)
van beide intensiteiten kan geschieden met behulp van een
Wigvormig stuk neutraal getint glas^), dat al het licht van
de eene Hchtbron absorbeert, wanneer het een dikte a en
al het licht van de andere wanneer het een dikte b van het
glas doorloopen heeft; het verschil b—a is dan een maat
Voor de verhouding der beide intensiteiten.

Naar een van deze beide beginselen zou men nu de intensiteit
(lichtsterkte) van hemellichten in de gekozen fysische een-
heden kunnen uitdrukken; men doet dit evenwel niet, maar
heeft er om practische redenen steeds de voorkeur aan gegeven
vast te blijven houden aan de methode der oude astronomen,
die de sterren naar hunne intensiteiten in een stelsel van
z.g. „grootteklassenquot; (een oneigenlijke benaming voor
„helderheidsklassenquot;) hebben ingerijd. Reeds Ptolemaeus
(138 n. Ch.) heeft naar waarnemingen van Eudoxus (366 v.
Chr.) en Hipparchus (150 v. Chr.) de voor het bloote oog
zichtbare sterren in een dergelijken helderheidscatalogus

Neutraal getint glas absorbeert alle kleuren in dezelfde mate; het is
^eer moeilijk te vervaardigen.

Almagestum Cl. Ptolemaei pheludiensis alexandrini astronomorum
principis, opus ingens et nobile omnes coelorum motus continens, felicibus
astris eat in lucem. Venetiis 151S (le Latijnsche uitgave).

opgenomen. De helderste sterren werden genoemd „sterren
der grootte,quot; de daarop volgende sterren der grootte
enz. tot aan de ó\'i® grootte toe. Deze laatste waren de sterren
die bij afwezigheid van maanlicht voor een geoefend oog
juist nog zichtbaar waren. Uit een dergelijke indeeling mag
intusschen niet afgeleid worden, dat een ster die bijv. 3 grootte-
klassen boven een andere staat, ons driemaal zooveel licht
toezendt als deze; het is n.1. gebleken dat het verschil der
grootteklassen niet evenredig gesteld kan worden aan de ver-
houding der lichtintensiteiten. Eene door Fechner (1801-1887)
aangegeven wet leert dat de indruk, dien het menschelijk oog
van de intensiteit eener lichtbron krijgt, niet evenredig is
met deze, doch met haar logarithme; wiskundig wordt dus
het verband tusschen de intensiteit I en den indruk M
op het netvlies van het oog gegeven door ■ een uitdrukking
van de gedaante

waarin c een constante voorstelt. De indruk M kan nu
gevoeglijk de helderheid van het hemellicht heeten; dan
is echter van de eene ster de helderheid Mj^ = c log I^,

William Herschel merkte reeds tegen het einde der 18\'^®
eeuw op dat gemiddeld de intensiteit van eene ster der i®\'®
grootte het loo-voudige bedrag heeft van die eener ster van
de ó\'\'® grootte; de intensiteitsverhouding voor twee op
elkaar volgende grootteklassen is daaruit gemakkelijk af te
leiden.

Een ster der eerste grootte, of, zooals men het altijd uit-
drukt een ster i (m. = magnitudo) heeft dus een licht-
sterkte die ruwweg 2.5 maal die van een ster 2 ™ bedraagt,
2.5 X 2.5 = 6.3 maal die van een ster 3 enz. i) De onder-
staande tabel bevat dus eenvoudig de opvolgende machten
van 2.512 tot geheele getallen afgerond.

i) Het woord ,,groottequot; in de beteekenis van „helderheidquot; komt alleen
voor in de samenstelling groolleklasse en in de uitdrukking: een ster-van
de zooveelste grootte; het is echter niet gebruikelijk van twee sterren te
zeggen: deze is de grootste en die is de kleinste, maar men moet zeggen:
deze is de helderste en die is de zwakste.

Deze tabel kan bijv. dienen om ruwweg voor eiken kijker
aan te geven welke sterren er nog juist mede te zien zijn.
De lichtsterkte van een kijker is n.1. (zie bldz. i6o) evenredig
aan d^. Voor het menschelijk oog is d = s mm. en het ziet
sterren 6 quot;; een kijker die d = 60 mm. heeft is iz^ = 144
maal zoo lichtsterk en vertoont dus (zie de tabel) sterren die
5 grootteklassen zwakker zijn, dus sterren 11 Het is echter
nauwkeuriger hierbij niet uit te gaan van het kleinste objec-
tief dat ter onzer beschikking is, maar van een middelgroot
objectief, bijv. dat van den Utrechtschen refractor. Deze
heeft d = 26 cm. en de grens is 14 Wil men nu bijv.
weten welke de grens is voor den Yerkes-refractor (d =
102 cm.) dan heeft men slechts te redeneeren: rf is 4 maal
zoo groot, de lichtsterkte dus 16 maal zoo groot, de grens
dus 3 grootteklassen dieper.\' De grootste refractor ter wereld
vertoont dus sterren van de grootte, waarvan wij 25000
maal minder licht ontvangen dan van de voor het bloote
oog zichtbare!

Ook uit de helderheidsschattingen van Argelander (1799-
1875) bleek dat een verschil van één grootteklasse ongeveer
een intensiteitsverhouding van 2^ beteekent en daarom
heeft men met deze verhouding de indeeling in grootte-
klassen voorbij de grens voor het ongewapend oog voortge-
zet. Dit was zeer noodig; zoolang de verschillende waar-
nemers twee punten van hoü-vast hadden: de helderste
sterren = i en de juist voor \'t bloote oog zichtbare =
6ngt; verschilden zij in de daartusschen gedane schattingen
niet veel, maar het werd anders zoodra zij er buiten kwamen
en dus één hoü-vast verloren; \' zoo noemde Argelander
een ster 12quot; of 13 die door Harschei 20 « was genoemd.

Het vaststellen van eene algemeen te gebruiken intensiteits-
verhouding voor elk grootteklasse-verschil was dus dringend
noodzakelijk. Het aflaiden der intensiteitsverhoudingen moet,
zooals wij zagen, met fotometers geschieden ; wij zullen de
daarmede verkregen uitkomsten, voorzooverre zij alleen ge-
schiedkundige waarde hebben, buiten bespreking laten en
alleen vermelden dat de sterrenkundigen van den tegenwoor-

digen tijd de beschikking hebben over twee uitgebreide helder-
heidscatalogi, n.1. dien van Potsdam en dien van Harvard.

Müller en Kempf met een fotometer van Zöllner, die in
Fig. 102 in doorsnede is afgebeeld. Door het oculair o van

1) Photometrische Durchmusterung des nördlichen Himmels. Publika-
tionen des Astrophysikalischen Observatoriums; siebzehnter Band.

den kijker ziet men vooreerst het beeld b van een werkelijke
ster, door het objectief O gevormd, en verder twee beelden
g van een kunstmatige ster, welke beelden ontstaan door
terugkaatsing op de vóór- en achterzijde van een onder een
hoek van 45° met de kijkeras gestelde glasplaat. De kunst-
matige ster ontstaat uit het door een nauwe opening bij
o\' binnentredende licht eener petroleumlamp F; de lens
m maakt van deze nauwe opening een verkleind beeld,
waarna de lichtstralen de op bldz. 345 genoemde nichols
passeeren en door de lens / treden, alvorens de glasplaat
ee\' te bereiken; deze lens / kan zoo gesteld worden, dat de
nagenoeg puntvormige beelden g in hetzelfde vlak liggen
als het beeld b, zoodat men in het veld van den kijker drie
beelden van sterren gelijktijdig scherp ziet, dat der te onder-
zoeken ster tusschen die der kunstmatige ster in. Terwijl
twee nichols voldoende zouden zijn, wanneer het er alleen
om te doen was het licht der kunstmatige ster te verzwakken,
heeft men teneinde aan haar beeld een tint te kunnen geven,
welke die der werkelijke ster nabij komt, het nichol i samen-
gekoppeld met een nichol k en daartusschen een berg-
kristalplaatje Z geplaatst. Draait men k ten opzichte van z,
dan worden enkele kleursoorten niet meer doorgelaten en
nu kan men de dikte van het kristalplaatje zóó kiezen, dat
het doorgelaten kleurenmengsel geelachtig is; gele tinten
zijn n.1. aan den hemel in sterke mate overwegend.

Voor de fotometrie van zeer heldere sterren kan men
door een oculair bij o\'^ te plaatsen, het licht der werkelijke
ster op de glasplaat doen terugkaatsen, terwijl dat der kunst-
matige ster onverzwakt wordt doorgelaten, en men krijgt dus
in het kijkerveld de gelijke helderheid te beoordeelen van
drie beelden b g b inplaats van g b g^).

De in F geplaatste lamp is geen normaallamp, daar deze
zich voor een gebruik in weer en wind niet leenen kan;
de practijk leerde echter, dat men na het nemen van be-

1) De door terugkaatsing op de glasplaat ontstane beelden zijn, doordat
het licht van het eene absorptie in die plaat ondergaan heeft, niet precies
even helder.

paalde voorzorgen met een petroleumlamp of een electrische
gloeilamp een lichtbron kan verkrijgen, die enkele uren
lang constant blijft, en daar fotometrische waarnemingen
te inspannend zijn om langen tijd achtereen verricht te
worden, stelt men zich hiermede tevreden. Absolute intensi-
teiten worden trouwens, zooals wij zagen, niet bepaald;
men meet intensiteitsverhoudingen en herleidt deze tot
helderheidsverschiWen, waarbij met den invloed van de op
bldz. 72 besproken, extinctie terdege rekening moet worden
gehouden. Uitgaande van de desnoods willekeurig aan
te nemen helderheid van een bepaalde standaardster of
van die van een stelsel van dergelijke sterren, komt men
dan tot de helderheid der waarnemingssterren. De waar-
nemers van Potsdam legden eerst door herhaalde onderlinge
metingen een stelsel van verschillen van 144 z. g. „fun-
damentaalsterrenquot; vast en pasten deze zoo nauwkeurig moge-
lijk aan aan de helderheden uit een ouderen overzichts-
catalogus, de Bonner Durchmusterung (zie ook bldz. 357).
De catalogus van Potsdam bevat 14200 sterren van den
Noordelijken hemel tot en met de grootteklasse 7.5; de
helderheden zijn in honderdste deelen eener grootteklasse
aangegeven.

De „Harvard Photometryquot; is in drie deelen door ver-
schillende waarnemers, onder leiding van E. C. Pickering, met
verschillende instrumenten samengesteld. Deze berusten op
hetzelfde beginsel als de fotometer van Zöllner, met dien ver-
stande dat de kunstmatige ster vervangen is door een werke-
lijke. Zoo is één der instrumenten, de „meridian fotometerquot;
vast opgesteld in de richting Oost-West, samengesteld uit
twee naast elkander geplaatste kijkers; in de eene is door
een vóór het objectief geplaatsteji spiegel een ster zicht-
baar op het oogenblik dat zij den meridiaan passeert, terwijl
in den anderen kijker door een dergelijke inrichting de
poolster zichtbaar is. i) Alle sterren worden nu met één-

1) Het is zeer onlangs gebleken dat de helderheid der PooLsler zelve aan
kleine schommelingen onderhevig is, zoodat het werk van Pickering daar-
voor gecorrigeerd zal dienen te worden.

zelfde werkelijke ster vergeleken, waarbij weder het ver-
anderen der intensiteit met behulp van twee nichols
geschieden kan.

De catalogi van Harvard bevatten ongeveer 46000 sterren;
het werk is niet zoo stelselmatig verricht en staat op een
lager peil van nauwkeurigheid dan dat der Duitsche sterren-
kundigen, doch heeft het voordeel ook Zuidelijke sterren
te omvatten en tot een veel lagere grootteklasse te gaan,
een voordeel dat 0. a. voor de waarnemers van veranderlijke
sterren groote waarde heeft.

Jammer genoeg loopen de fotometrische resultaten van
twee verschillende waarnemers met verschillende instru-
menten vrij veel uiteen, hetgeen aan het ontwerpen van
één „einheitlichequot; fotometrische indeeling der sterren niet
ten goede komt. Als voorbeeld van dergelijke verschillen
volgen hieronder de helderheden van 17 der helderste Noorde-
lijke sterren volgens Harvard en Potsdam, met het verschil
tusschen deze beide catalogi.

Uit een stelselmatig ondsrzoek van alle in beide catalogi
opgenomen sterren volgt: Po-Ha = o® 17.

Het lijdt geen twijfel dat men hier niet met toevallige,
maar met stelselmatige verschillen te doen heeft, waardoor
de mogelijkheid bestaat dat ze op de een of andere wijze

zullen kunnen worden opgeheven. De oorzaak er van is
in hoofdzaak de Meur der sterren, in zooverre men van
eigenlijke kleuren spreken kan. Sterren met een enkelvoudige
kleur afwijkend van geel zijn er eigenlijk niet; een hoogst
enkele is beslist rood, geen enkele uitgesproken blauw.
Overwegend zijn de overgangen tusschen lichtgeel en rood;
de prachtige kleuren, zooals Flammarion e. a. ze vooral
bij dubbelsterren beschreven hebben, ontstaan door onvol-
komenheden in het oog van den waarnemer of in het
objectief van zijn kijker, terwijl bij de verschillend getinte
componenten van een dubbelster bovendien contrastwerking
een groote rol speelt.

Evenals de bestudeering der veranderlijke sterren aan-
leiding gaf tot helderheidsbepalingen, gaf zij door het feil
dat vele van hen een geelroode of roode tint hebben, aan-
leiding tot stelselmatige /cZeur-bepalingen. Deze zijn echtei
zeer moeilijk te verrichten, omdat het oog van den eenen
waarnemer een geheel andere kleurgevoeligheid heeft dan
dat van den anderen en een ander objectief de ster in een
eenigszins andere kleur vertoont. Tot groote nauwkeurig-
heid geven dan ook dergelijke kleurschattingen geen aan-
leiding en een methode, om uit de kleur eener ster haar door
een bepaalden waarnemer gemeten helderheid te corrigeeren,
is nog niet gevonden. Op drie verschillende methoden kan
men de kleuren der sterren aangeven. De eerste daarvan rang-
schikt de sterren naar z. g. ,,kleurklassen,quot; waarvan er
meestal 7 of 8, en soms 10 of meer worden ingevoerd, en
men duidt de kleur dan aan door een cijfer en de letter c
(color) evenals men de helderheid \'door een cijfer en de
letter m aanduidt. Een bepaalde ster is dus bijv. 4^.2 en
S^-S- De beteekenis van de hier ingevoerde cijfers moet dan
natuurlijk door ijking vastgesteld worden. De tweede methode
bepaalt zich tot het aangeven van bepaalde tinten door één
of twee letters; zij is ingevoerd door Müller en Kempf
bij het samenstellen van hunnen op bldz. 349 genoemden
fotometrischen catalogus. Van alle daarin opgenomen
sterren is tevens de kleur aangegeven. V/^ij geven in de

onderstaande overzichtstabel in de i®\'® kolom de daartoe
gebruikte letters en lettercombinaties, in de 2\'^= kolom de
omschrijving daarvan, in de 3\'^® de overeenkomstige waarden
uit de kleurklasse van Osthoff en in de laatste de aantallen
der sterren uit dezen catalogus voor welke de op denzelfden
regel staande tinten genoteerd zijn.

Het is eenigszins gelukt om met behulp van de aldus
bepaalde kleuren de in Potsdam gemeten helderheid te her-
leiden op die van Pickering, daarbij aannemende dat de
verschillen geheel een gevolg zijn van de kleur, en haren
invloed weer van de helderheid afhangt. Het verschil is
dus bijv. anders voor een geelroode ster 6 dan voor een
geelroode ster 2 ™. Op deze wijze kan men van een Potsdam-

Ster eenigszins nagaan hoe helder Pickering ze gemeten
zou hebben. Maar de correctietabel geeft natuurlijk geen
helderheden zwakker dan y\'^-S omdat de catalogus van
Potsdam geen zwakkere sterren bevat, en wanneer men dus,
omgekeerd als zooeven, een ster zwakker dannbsp;aan

Pickering ontleend heeft en weten wil hoe helder deze m
Potsdam gemeten zou zijn, dan tast men daaromtrent m het
duister, want de kleur is onbekend en in de correctietabel
komt de helderheid niet voor. Wel kan men dan de correctie
o.miy toepassen, die zooals wij zagen de gemiddelde waarde
heeft welke men uit de tabel voor alle kleuren en alle
helderheden kan opmaken, maar hoeveel deze gemiddelde
correctie in het onderhavige geval fout is, is vooral bij een
zeer zwakke ster (bijv. ii eenvoudig niet te begrooten.

Wij zijn hierbij wellicht eenigszins langer stil blijven staan
dan voor een populaire bespreking noodig was, maar wij
hebben dit opzettelijk gedaan, omdat de vraag naar een
homogene fotometrische helderheidsschaal een van de meest
dringende behoeften der moderne sterrenkunde is, omdat
zij een belangrijk deel uitmaakt van de grondslagen vraarop
het groote probleem van den bouw van het zichtbare Heelal
moet worden opgetrokken. Theoretisch is natuurlijk de
kleur van een ster ook af te leiden uit haar spectrum, maar
daartoe zijn practisch de meeste sterrenspectra te zwak;
intusschen is deze reeds op bldz. 149 met een enkel woord

hoe langer hoe ingewikkeld gemaakt. Er zijn twee belang-
rijke methoden om uit de fotografische beelden der sterren
tot hunne relatieve helderheid te besluiten; volgens de eerste
meet men de middellijn van het op de plaat verschenen
sterreschijfje, volgens de tweede zijn diepte. De eerste methode
leent zich niet tot nauwkeurigheidsmetingen, vooreerst
omdat de schijfjes geen scherpe begrenzing hebben, maar
ook omdat door dampkringsinvloeden de resultaten van

twee bij verschillenden luchttoestand verkregen opnamen
met zonder meer met elkander te vergelijken zijn. Dit laatste
geldt ook voor de tweede methode, maar zij ondervangt
het eerste bezwaar door de opnamen te verrichten met de
fotografische plaat een weinig buiten het brandvlak van
den kijker geplaatst; men krijgt dan groote, scherp be-
grensde ringen, als men het drijfwerk van den kijker in
beweging heeft gesteld, en breede banden, als men het
heeft laten stilstaan, en men heeft nu slechts de door-
zichtigheid der plaat ter plaatse van eiken ring of band te
beoordeelen. Hiertoe is een bepaald instrument uitgedacht,
waarin de te onderzoeken plaat vergeleken kan worden met
eene waarop een willekeurige „vergelijkingssterquot; bij ver-
schillende belichtingstijden in beeld is gebracht.

Beide methoden vereischen dus, en ziedaar een eerste
moeilijkheid, de theoretische kennis van het verband tusschen
helderheid en belichtingstijd. Dit zou zoo eenvoudig mogelijk
zijn indien de lichtsterkte (intensiteit i) d. i. hier de middellijn
van het sterreschijfje, in dezelfde reden toeneemt als de
behchtmgstijd (t) vergroot wordt. Dit is echter niet het geval;
de afwijkingen van de eenvoudige wet i x t = constant
zijn vrij groot en grillig, daar zij afhangen van de gevoeligheid
der plaat. Ze zijn dus verschillend voor de verschillende
soorten van platen en bovendien voor platen van dezelfde
soort die op hetzelfde tijdstip vervaardigd, maar op ver-
schillende \' tijdstippen belicht zijn. Intusschen zijn deze
bezwaren alleen een beletsel voor nauwkeurigheidsmetingen,
bijv. voor de bepaling der helderheid in honderdste deelen
eener grootteklasse; wil men deze niet nauwkeuriger kennen
dan in tiende deelen daarvan, dan is de fotografische methode
een uitstekend hulpmiddel.

Fotografisch-fotometrisch werk als hier beschreven, is
uit den aard der zaak relatief; wat men meet zijn verhou-
dingen der intensiteiten en als men deze wil herleiden tot
grootteklassen en niet een afzonderlijk onafhankelijk begrip
„fotografische grootteklassequot; wil invoeren, moet men de
metingen herleiden op het visueele begrip grootteklasse.

Ook dit is niet gemakkelijk, immers de kleurgevoeligheid
van het oog en die van de fotografische plaat liggen in ver-
schillende deelen van het spectrum en de uitkomsten van
deze beide kunnen dus alleen voor witte sterren overeen-
stemmen; hoe rooder een ster, des te grooter wordt het verschil,
dat tot meer dan twee grootteklassen kan aangroeien.i) Met
behulp van witte sterren heeft men echter in vele gevallen
de gemeten fotografische helderheid tot visueele kunnen
herleiden, terwijl in de laatste jaren meer dan ééne methode
is voorgeslagen en beproefd om de verhouding van foto-
grafische intensiteiten nauwkeurig af te leiden. Om hieruit
echter tot grootteklassen te besluiten, is voorloopig nog een
visueel nulpunt noodig.

Plaatsbepalingen en helderheidsmetingen van sterren
voeren als vanzelf tot sterrencatalogi en sterrenkaarten.
De catalogi zijn te onderscheiden in o v e r z i c h t s- en
nauwkeurigheids-catalogi. Van de overzichtscatalogi
noemen wij allereerst de z.g. Bonner Durchmusterung, geldende
voor den aanvang van het jaar 1855, die in 4 deelen en
64 kaarten met behulp van een kleinen kijker aan de sterren-
wacht te Bonn in het midden der 19^® eeuw door Argelander,
Krüger en Schönfeld is samengesteld en op geen enkele
sterrenwacht ontbreekt, omdat zij a. h. w. de klapper is op
alle andere catalogi. De Bonner Durchmusterung is noch
wat de sterrenplaatsen, noch wat de sterrenhelderheden
betreft, nauwkeurigheidswerk, maar daar zij alle sterren
tusschen 90° en - 23° declinatie bevat, die helderder zijn
dan 9™ en nog vele die zwakker zijn (te zamen ongeveer
460.000) heeft zij, bij gebrek aan beter, uitstekende diensten
voor de z. g. ,,stellaire statistiekquot; bewezen, en zij vormt
sedert haar ontstaan, door de practische en overzichtelijke
samenstelling het A. B. C. van eiken waarnemer. De
indeeling naar volle graden declinatie maakt het ge-

1) Omgekeerd is het verschil tusschen de visueele en de fotografische
helderheid van een ster een maat voor haar kleur. De 3de der op bldz.
353 genoemde methoden van kleurbepaling berust dan ook (naar Schwarz-
schild) op de juiste bepaling van deze „Farhenlöniuig.quot;

makkelijk alle sterren te benoemen, daar het natuurlijk
ondoenlijk is de sterren naar de oudere methode, door letters
te blijven aangeven; de aanduiding van een ster als B. D.
33° 23591) is voor eiken sterrenkundige, van welken
landaard ook, begrijpelijk.

Het werk van Argelander is voor een deel van den Zuide-
lijken hemel vervolgd door de Cordoba —, voor een ander
deel door de Cape - Durchmusterung. De laatste, geldende
voor den aanvang van het jaar 1875, is de eerste foto-
grafische catalogus, ten behoeve waarvan de 2400 platen,
door Gill van 1885 tot 1889 aan de sterrenwacht te Kaapstad
opgenomen, door Kapteijn te Groningen zij uitgemeten,
een arbeid die hem 10 jaar heeft bezig gehouden. Deze
catalogus bevat ongeveer 455000 sterren tusschen d = —19°

^ = — 90° en geeft de door meting van de middellijnen
der sterreschijfjes gevonden fotografische helderheden in
tiende deelen eener grootteklasse; hij staat uit den aard
der zaak\' op een veel hooger peil van nauwkeurigheid dan
de Durchmusterung van Argelander c. s.

Van de nauwkeurigheidsca.ta\\ogi WiWen wij de twee grootste
en voornaamste noemen.

I. De ,,Sternkatalog der Astronomischen Gesellschaft;\'
m het kort aangeduid als de A. G. catalogus. Hij bevat
m 14 deelen nauwkeurige, met een meridiaancirkel
bepaalde plaatsen van alle sterren tot en met de 9™.o,
die m de B. D. zijn opgenomen; dit zijn er ongeveer 130.000.
Dertien sterrenwachten, waaronder die te Leiden, hebben
sedert 1869 aan dezen omvangrijken arbeid deel^nomen;
de catalogus A. G. Leiden is door Wilterdink bewerkt en
in 1902 gereed gekomen.

De rechte klimming a is nu gegeven in o« .01, è in o\'.i en
naast beide zijn in twee kolommen nauwkeurig berekende
gegevens verstrekt om op eene aan den catalogus ontleende
sterreplaats de praecessie (bldz. 22) toe te passen, waardoor

de voor den aanvang van 1875 geldende plaats herleid kan
worden op den aanvang van elk ander jaar. In de laatste
kolom is voor elke ster haar B.D.-naam vermeld, waardoor
de beteekenis van deze Durchmusterung als „klapperquot; op
andere catalogi duidelijk uitkomt.

2. De „Carte du Cielquot; algemeen met den Franschen naam
aangeduid, omdat de Congressen waarop deze onderneming
besproken en geregeld is, alle te Parijs zijn bijeengekomen. De
bedoeling, die men met dezen magistralen arbeid heeft, is door
samenwerking van verschillende sterrenwachten in het bezit te
geraken van 1° een fotografischen nauwkeurigheidscatalogus
van alle sterren toten met de 11 quot;».o ; dit zijn er 3 a 4 millioen,
en 2° een fotografischen atlas in 22054 bladen, bevattende alle
sterren toten met de 14\'quot;.o; dit zijn er ongeveer 30 millioen.
Na alles wat over de fotografische en fotometrische methoden
en hare moeilijkheden gezegd is, zal het geen betoog be-
hoeven dat deze opgave gemakkelijker gesteld dan opgelost
kan worden. Een achttiental sterrenwachten over de geheele
aardoppervlakte verspreid, hebben sedert 1892 elk een deel
van het werk onderhanden, dat hen nog jaren lang zal
bezig houden; zij zijn daartoe alle van hetzelfde instru-
ment voorzien, n. 1. van den reeds op bldï. 159 beschreven
fotografischen refractor van d = 34 cm. / = 34» cm.
Dit is de eerste stap, noodig om te geraken tot een homogeen
resultaat; om dit zoo volledig mogelijk te bereiken moet
men bovendien, geleid door theoretische en practische over-
wegingen, een zeer groot aantal technische moeilijkheden
overwinnen, die de beschikbare ruimte ons niet toelaat hier
te ontvouwen. De lezer zal echter geen moeite hebben zich
in te denken in den omvang en den ernst van de hier be-
sproken onderneming; wil het resultaat er werkelijk zóó uitzien
alsof het door één waarnemer met één instrument, onder
dezelfde gemiddelde klimaatsomstandigheden, tot stand ge-
bracht is, dan moeten het vaststellen van belichtingstijden,
het uitmeten der sterreplaatsen, het bepalen der helderheden,
de aansluiting aan reeds bestaande catalogi a. a. even zoovele
problemen vertegenwoordigen, die deels voorzien, deels uit

voorloopige proeven doorgrond moeten worden, en wie
hierover meer wil weten leze het boeiend geschreven werkje
„The great star mapquot; van H. H. Turner, i) waarin hij de
voorgeschiedenis, de besprekingen en plannen en de groote
waarde van deze „Carte du Cielquot; op bevattelijke wijze
uiteengezet zal vinden.

Evenals voor de leden van het zonnestelsel wordt de afstand
der sterren bepaald door hare „parallaxisquot;; terwijl echter
voor de eerste de straal der aarde daartoe de grondslag
vormde en hun parallaxis de hoek is die aan het hemellicht
dezen straal onderspant, is voor de laatste een veel langere
basis noodig teneinde voor de parallaxis een bedrag te krijgen,
dat tenminste ongeveer van dezelfde orde is als de met onze
meetwerktuigen bereikbare nauwkeurigheid. Men heeft
daarvoor gekozen de langste basis waarover een waarnemer
op aarde beschikken kan, n. 1. den straal van hare loop-
baan; de parallaxis der sterren is dus het halve verschil in de
richtingen Aarde—Ster voor twee plaatsen der aarde die
een half jaar uiteen liggen. 2) Zelfs deze basis is te klein;
voor verreweg de meeste sterren gaat n. 1. ook bij haar de
parallaxis schuil in de onvermijdelijke fouten der waarneming-
Het aantal behoorlijk verantwoordde, langs directen weg
gemeten sterre-parallaxen bepaalt zich dan ook tot enkele
weinige honderden en voor alle andere moet men trachten ze
op de een of andere indirecte wijze af te leiden. Dit beteekent
dat de afstanden der sterren zeer onnauwkeurig bekend
zijn, en voorloopig zullen blijven; een nog langere basis
is niet verkrijgbaar, daar de waarnemer daarvan deel uit
moet maken en men dus tot de afmetingen der aardbaan
beperkt blijft®) en een uitzicht op meer nauwkeurige methoden
en instrumenten heeft zich nog niet voorgedaan.

3)nbsp;Wanneer de beweging van de zon in de ruimte (bldz. 366) een-
maal goed bekend zal zijn, vervalt deze beperking.

Zelfs van de dichtstbij zijnde sterren is de parallaxis
een zóó kleine hoek, dat zij vóór de invoering der micro-
meters (bldz. 125) aan groote kijkers onmogelijk bepaald
kon worden. Door hiermede op tijdstippen, die 6 maanden
uiteen liggen, den schijnbaren afstand uit te meten van
twee sterren, die wel te zamen in het veld van den kijker
zichtbaar zijn, maar waarvan men vermoedt dat ze zich op
zeer verschillende afstanden van ons bevinden, kan men,
zooals wij dit reeds op bldz. 182 bespraken, tot het vaststellen
van een geringe plaatsverandering der dichtst bij zijnde
ster komen. Een dergelijk vermoeden kan op twee ver-
schillende feiten gegrond worden; vooreerst kan men aan-
nemen dat gemiddeld de heldere sterren dichter bij zijn
dan de zwakkere en ten tweede kan men hetzelfde veronder-
stellen van een ster, die een betrekkelijk groote jaarlijksche
eigen beweging (E. B.) bezit, i) Deze overwegingen hebben
inderdaad geleid tot de eerste parallaxismetingen van Bessel
en Struve omstreeks 1837. Bessel koos een ster met groote
E. B. (ói Cygni), Struve een ster van groote helderheid
(Wega) en van beiden werden de pogingen met goeden
uitslag bekroond; de parallaxis van 61 Cygni bleek te zijn
oquot;.35, die van Wega oquot;.26, welke laatste waarde intusschen
veel te groot was. Tegelijkertijd trachtten Henderson en
Maclear aan de Kaapsche sterrenwacht de parallaxis eener
ster te vinden, door geruimen tijd achtereen hare absolute
plaatsen aan den hemel met een meridiaan-cirkel te bepalen;
wij zagen op bldz. 27 hoe dan in den loop van een jaar de
gemeten plaatsen gelegen zijn op den omtrek van een zeer
kleine ellips, te kleiner naarmate de ster qp grooteren afstand
staat. Zij kozen hiervoor de heldere ster a Centauri, die
een zeer groote parallaxis van oquot;.\'j6 bleek te bezitten,
een waarde die ook thans nog door geen andere wordt over-
troffen.

De beide boven behandelde methoden worden ook thans
nog algemeen toegepast, de eerste, de relatieve, het meest,

vooral met den heliometer, de tweede, de absolute, minder
veelvuldig; deze methode is echter door Kapteijn eenigszins
gewijzigd, teneinde de stelselmatige fouten waarmede zij
behept was, onschadelijk te maken en in dezen gewijzigden
vorm vindt zij meer en meer toepassing.

De parallaxen der zeer heldere sterren zijn thans alle
gemeten ; daarbij is gebleken dat groote helderheid en
geringe afstand niet samen gaan, zooals uit de onderstaande
tabel ten duidelijkste blijkt. De daarin opgenomen sterren
zijn (zie de tabel op bldz. 41/352) de helderste van den hemel,
en toch blijken de parallaxen jz daarvan, ontleend aan de
jongste gegevens daaroveri) zeer verschillend te zijn.

Een groote E. B. is een eenigszins beter criterium dan
groote helderheid, maar ook hier is een algemeene regel
niet uitgesproken; Arcturus bijv. heeft, behalve zeer groote
helderheid, ook een groote E. B. en toch geen opvallend
groote parallaxis.

De langs bovenstaanden weg direct gemeten afstanden
bepalen zich natuurlijk slechts tot een zeer gering aantal
sterren; een zeer veel grootere oogst verkrijgt ^men door
het uitmeten van fotografische platen naar in het bijzonder
voor dit doel verrichte opnamen, waaraan, het is reeds

i) List of parallax determinations compiled by Prof. J. C. Kapteijn and
Dr. H. A. Weersma. Publ. of the Astr. Laboratory at Groningen 24 (1910).

vroeger (bldz. 155) gezegd, de allerhoogste eischen gesteld
moeten worden. Een zeer vernuftige methode is die van
Kapteijn, volgens welke de plaat na de eerste opname
onontwikkeld bewaard wordt en zes maanden later opnieuw,
thans een gering bedrag verschoven, aan het licht der sterren
wordt blootgesteld. Wordt hierna de plaat wederom zonder
ontwikkelen opgeborgen en een jaar na de opname nog
eens belicht en dan ontwikkeld, dan zijn er van elke ster
drie beelden zichtbaar, waarvan de nos. i en 3 kunnen leiden
tot het vinden der E. B. (immers twee sterreplaatsen, die
een jaar na elkaar gemeten zijn, kunnen geen parallactische
verschuiving vertoonen) en de nos. i en 2; 2 en 3 tot het
vinden der parallaxis, waarbij nu met de gevonden E. B.
rekening gehouden kan worden.

Ook hierbij dus geen absolute parallaxen, maar relatieve,
d w z. een overmaat van parallaxis ten opzichte van een
gemiddelde van alle op de plaat afgebeelde sterren. Dergelijke
waarnemingen en metingen behooren vooral door de moei-
lijkheid van het vermijden van kleine stelselmatige fouten
tot het fijnste\' en daardoor zwaarste astronomische werk,
en de tot nu toe verkregen resultaten zijn niet zeer talrijk.

Wil men, bijv. ten behoeve van eenig statistisch onderzoek,
de parallaxen van een groot aantal sterren ongeveer kennen,
dan moet men in de meeste gevallen toch weder zijn toe-
vlucht nemen tot de criteria: groote helderheid (H) en
groote E. B. Men maakt dan uit een zoo groot mogelijk
aantal sterren, waarvan deze twee elementen en bovendien
de parallaxis bekend is, een tabel op welke het verband
tusschen deze drie geeft, en laat deze .tabel ook voor andere
sterren gelden. Het onderstaande, aan de onderzoekingen
van Kapteijn ontleende voorbeeld, moge dit verduidelijken.

È.B.\\
p. iaar

0.0

O.I
0.2
0.5

I.o
2.0
4.0

Van een ster der \'/de grootte, die een E. B. van 2!\'.a heeft,
neemt men dus aan dat de parallaxis oquot;.i4 bedraagt.

Ook op andere wijzen kan men in bijzondere gevallen
van een ster een schatting omtrent de parallaxis wagen;
die gevallen zijn i. wanneer de ster een dubbelster is; 2.
wanneer zij met andere sterren vereenigd is tot een groep
met gemeenschappelijke E. B. Wij komen hierop nadef
terug.

Uit de parallaxis en den straal van de aardbaan (149.5
mill. KM.) volgt de afstand eener ster in KM.; onze ge-
bruikelijke lengtematen zijn echter ten eenenmale onvol-
doende om een sterre-afstand daarin uit te drukken en
daarom heeft men een lengte-eenheid ingevoerd, die den
door het licht in één jaar doorloopen weg voorstelt. Deze
eenheid heet een lichtjaar; een ster met een parallaxis
van 1quot; staat op éen afstand van 3J van deze eenheden-
Wij geven in de volgende tabel nog eene lijst van direct gemeten
parallaxen methun aequivalent in lichtjaren en de waarschijn-
lijke fout (w. f.) d. i. de onzekerheid die de parallaxis nog aan-
kleeft. Zulk eene opgave is nuttig, omdat ze duidelijk toont
dat het meten van sterreparallaxen onder het allermoeilijkste
astronomische werk gerangschikt moet worden en van
vele sterren het resultaat veel van zijne waarde verliest,
doordat de onzekerheid die er in ligt nagenoeg even groot is.

Wat deze onzekerheid in lineaire maat beteekent is
gemakkelijk te berekenen; ze bedraagt voor de heldere
sterren gemiddeld oquot;.o2 d. i. %oo X 3i X 365 = ongeveer
24 lichtdagen d. i. 24 X 24 X 60 lichtminuten en daar de
zon op een afstand van 8 Hchtminuten staat, overeenkomende
met ongeveer 150 mill. KM., zoo kan men zeggen dat er
in de direct gemeten afstanden der heldere sterren een
onzekerheid is van ongeveer 180 X 24 X 150 mill. KM.

Wij willen ten slotte nog wijzen op het groote belang
van nauwkeurige parallaxis-metingen van de sterren die
zich aan het oog als een sterrengroep of sterrenhoop voor-
doen; deze alleen kunnen uitmaken 1°. of de opeenhooping
schijn of werkelijkheid is, en 2°. of zulk eene groep ongeveer
op denzelfden afstand staat als de enkelvoudige sterren,

of, zQoals men wel eens gemeend heeft, op zeer veel grooteren
afstand, s.h.w. als een ander Heelal dan het onze. Ook op dit
gebied hebben Kapteijn en de Sitter groote diensten aan
de sterrenkunde bewezen.

De werkelijke E. B. der sterren in het Heelal kan alleen
dan bekend worden, indien wij de twee ontbondenen kennen,
waaruit zij voor den waarnemer op aarde natuurlijkerwijze
is samengesteld, n.1. de beweging in-, en die loodrecht op
de gezichtslijn De eerste van deze ontbondenen, de z. g-
radiale eigen beweging i) leeren wij, zooals in
het Achtste hoofdstuk besproken is, kennen uit geringe ver-
plaatsingen van de lijnen in het spectrum der ster, de
tweede, de z.g. schijnbare eigen beweging door
verplaatsingen der ster zelve aan de sfeer, verplaatsingen
welke met die, waarvan de parallaxis de oorzaak is, niet
verward kunnen worden, daar in de laatste een periode
aanwezig is, in de E. B. echter niet. Deze E. B. kan dus
gevonden worden uit een zorgvuldige vergelijking van goede
catalogi, die ettelijke jaren na elkaar zijn samengesteld,
en het bepalen van dezen component kan dus met be-
trekkelijk geringe moeite geschieden; de andere component
echter, de radiale E. B., kan alleen van heldere sterren
gevonden worden, aangezien daartoe aan de spectra van
Ewakkere sterren geen voldoende dispersie gegeven kan
worden, en zoodoende kan men van de werkelijke bewegingen
der sterren in de ruimte hetzelfde zeggen als van hare
afstanden: voorloopig zal onze kennis daaromtrent tot een
zeer klein aantal sterren beperkt blijven.
1. De E.B. van de Zon.

Wij hebben in het Achtste hoofdstuk uitvoerig besproken
hoe men uit de verplaatsing der lijnen in een waar-
genomen spectrum kan afleiden, dat de lichtbron en
de waarnemer elkaar naderen of zich van elkaar verwij-

deren. Willen wij dus in het geval van een sterrespectrum
de beweging van de lichtbron afleiden, dan moet daartoe
die van den waarnemer bekend zijn. Voor een deel
levert dit geen bezwaar op; de beweging van de aarde
om de Zon is met groote nauwkeurigheid bekend en
haar invloed op de lijnverplaatsingen in het spectrum
van een in een willekeurige richting zichtbare ster is
altijd zuiver te berekenen (zie bldz. 151); dat bovendien de
Waarnemer zich met het geheele zonnestelsel in de ruimte
voortbeweegt is niet a priori zeker, maar toch zeer waarschijn-
lijk. De Zon toch is een ster, die noch in helderheid, noch in
ontwikkeling een eenigszins bijzondere plaats onder de andere
sterren bekleedt; geplaatst op den afstand van Capella bijv.
zou zij zich aan ons vertoonen als een ster, die juist voor
het bloote oog zichtbaar was. Het is dus te verwachten dat
ook zij, evenals de meeste andere sterren, een E. B. zal
bezitten. Dit is dan ook het geval, maar het vaststellen
van de richting en snelheid daarvan is niet gemakkelijk,
omdat de waarnemer aan de beweging deelneemt en haar
dus alleen kan bespeuren indien zich ergens vaste merk-
teekens bevinden. Wanneer een zeeman een zee-engte
moet doorvaren en weten wil of zijn schip de snelheid
Van den tegenstroom overwint, bepaalt hij met behulp van
het kompas de richting van vaste merken op den wal en
teekent op de kaart de plaats van het schip als snijpunt
van de gemeten richtingen aan; herhaalt hij dit na eenigen
tijd, dan geeft de nieuwe plaats hem de gevraagde aan-
wijzing. Een astronoom kan dit echter niet doen, omdat
hij geen kaart te zijner beschikking heeft. De zeeman kan
echter ook antwoord op zijn vraag krijgen door op gezette
tijden den hoek te meten tusschen twee merken ter weerszijden
van zijn weg. Beweegt hij zich inderdaad vooruit, dan zal die
hoek voor vóór hem geplaatste merken steeds grooter.
Voor merken die hij achter zich laat steeds kleiner worden,
tot ze ten slotte door perspectiefwerking schijnen samen te
vallen. Dit beginsel kan de astronoom zich wèl ten nutte
maken; men behoeft slechts het schip door de Zon en de

landmerken door de sterren te vervangen om het naar het
Heelal over te brengen, maar nu wordt de toepassing ervan
bemoeilijkt door de omstandigheid dat de sterren geen vaste
merken zijn! Het beginsel gaat echter niet verloren en als
wij aannemen dat onze merken zonder bepaalde regelmaat
van plaats veranderen en wij zorgen dat wij er voor ons
onderzoek zooveel mogelijk gebruiken, zal de streek van
den hemel die wij vóór ons hebben zich perspectivisch openen,
de streek die wij achter ons laten zich perspectivisch sluiten,
en het ontdekken van die streken leidt onmiddellijk tot
de oplossing van het ons gestelde probleem. Dat verschillende
waarnemers daarbij tot verschillende uitkomsten geraakt
zijn, ligt voor de hand; vooreerst gebruikten zij niet allen
hetzelfde materiaal en bewerkten het niet op dezelfde wijze,
maar bovendien is het niet zeker dat de gemaakte onderstelling
juist is. Integendeel, er zijn de laatste jaren aanwijzingen
te over, dat de sterren zich volstrekt niet zonder regelmaat
door elkaar heen bewegen, maar de gegevens daarover zijn
nog te onzuiver om in het onderhavige geval met succes
toegepast te kunnen worden. Onderstaande tabel geeft eenige
uitkomsten van de onderzoekingen over de E. B. der Zon;
de 2de en 3de kolom geven de plaats van het punt aan de sfeer,
waarheen de beweging gericht is. Dit punt heet de Ape x -gt;
het centrum van perspectief achter ons de Anti-apex van
de zonsbeweging.

Om deze uitkomsten te verkrijgen, heeft men intusschen
niet de werkelijke E. B. der sterren, maar slechts één der

componenten, n. 1. de schijnbare E. B. gebruikt. Dit doet,
in de gemaakte onderstelling aan het resultaat geen afbreuk;
als de werkelijke E. B. zonder regelmaat verloopen, geldt
dit ook voor hare componenten, doch met het oog op de
mogelijkheid dat deze onderstelling onjuist is, is het van
groot belang hetzelfde onderzoek ter hand te nemen voor
den anderen component, de radiale E. B. Zooals wij reeds
zeiden, is daarbij echter het beschikbare materiaal zeer veel
kleiner en de uitkomst dus minder nauwkeurig. Uit eene
bestudeering van de radiale snelheden van 280 sterren vond
Campbell in 1900 voor den Apex a = 277° (5 = 20°
en voor de snelheid der zonsbeweging: V = 20 KM/sec.,
terwijl in 1909 Hough en Halm uit 490 sterren vonden:
a = 271° ^ = 4- 26° V = 21 KM/sec.

Van de beweging der Zon in de ruimte kan men dus niet
meer zeggen, dan dat zij ongeveer gericht is naar een plek
aan den hemel op de grens der sterrenbeelden Lier en
Hercules.

Eerst na de invoering der fotografische methoden en
de daarmede gepaard gaande verbeteringen in de techniek
der groote spectroscopische instrumenten, is het gelukt de
snelheid der sterren in de gezichtslijn te meten met een
nauwkeurigheid, die meestal toelaat van de uitkomst tot
op i KM/sec. zeker te zijn. Daar het hierbij vooral op
groote dispersie aankomt, kan het werk alleen aan groote,
lichtsterke instrumenten ondernomen worden en aan deze
is het dan ook te danken (zie Fig. 103) dat onze kennis
der radiale snelheden zich niet is blijven bepalen tot die
van het vijftiental zeer heldere, maar tot die van eenige
honderden die daarop in helderheid volgen, is uitgebreid.
De verplaatsing der spectraallijnen heeft tot oorzaak
de bewegingscomponenten langs de gezichtslijn van ster
en waarnemer beiden; hiervan is er één periodiek, n. 1.
die van de beweging der aarde in haar baan.; krachtens
deze beweging is de radiale snelheid van den waarnemer

nu eens naar de ster toe-, dan weer van de ster af gericht.
Verwijdert de ster zich dus bijv. van het zonnestelsel, dan
zal in het laatste geval een grootere verplaatsing der spectraal-
lijnen gemeten worden, terwijl in het eerste geval de radiale
component der aardbeweging in mindering van de te meten
lijnverplaatsing komt. Een practisch voorbeeld moge dit toe-
lichten: 7 Nov. 1888 werd de radiale beweging van a Ursae
maioris gemeten als — 31 KM., en den 22sten Mei 1889
als 6 KM.i) Dit verschil is geheel op rekening van de
beweging der aarde in haar baan te stellen; hare snelheid
in de ecliptica is 30 KM., de ontbondene daarvan in de
richting naar a Ursae maioris is nagenoeg 19 KM., maar
in November verwijdert zij zich van de ster, in Mei nadert
ze haar en de radiale snelheid van de ster is dus resp. — 31
19 = _ 12 KM. en -f 6 - 19 = - 13 KM.

Op de aldus verkregen radiale E. B. der ster ten opzichte
van de in rust onderstelde zon, moet nu nog de onder i
behandelde snelheid van het zonnestelsel worden toegepast
om de absolute radiale E. B. der ster te krijgen; het bedrag
van deze correctie hangt af van het verschil in de richtingen
Zon-Ster en Zon-Apex en is nul wanneer deze richtingen
loodrecht op elkaar staan. Daar echter de snelheid van het
zonnestelsel zooals wij zagen slecht bekend is, de aan te
brengen correcties derhalve onnauwkeurig en de werkelijke
bewegingen der sterren toch niet afgeleid kunnen worden
wanneer niet beide componenten bekend zijn, geeft men er
de voorkeur aan de radiale snelheden der sterren altijd
ten opzichte van de zon te geven. Hetzelfde geldt voor den
onder 3 te behandelen tweeden component.

Wij geven in de onderstaande tabel de radiale snel-
heden van dezelfde sterren, waarvoor op bldz. 362 de paral-
laxis gegeven is.

Uit deze tabel blijkt dat de snelheid der zon, vergeleken
bij die van andere sterren, niet bijzonder groot of opvallend
klein is; de grootste radiale snelheid is gemeten bij een
ster van den Zuidelijken hemel; ze bedraagt 242 KM./sec.

De hier besproken radiale snelheden zijn binnen de fouten
der waarneming gedurende langen tijd als constant te be-
schouwen; zijn ze dit niet, dan bewijst dit dat de verschuiving
der spectraallijnen nog aan een andere beweging te wijten
is dan aan de eigenlijke ruimtebeweging der ster. Het licht
dat in den spectroscoop onderzocht wordt is dan niet af-
komstig van één enkele ster, maar van een stelsel van hemel-
lichten, waarin bewegingen plaats hebben, die een periodieke
verandering der gemeten verschuivingen veroorzaken op
dezelfde wijze als de beweging der aarde rond de zon dit
doet. In het Zeventiende hoofdstük komen wij hierop
nader terug.

De beweging der sterren loodrecht op de gezichtslijn,
de op de sfeer geprojecteerde werkelijke E. B., kan visueel
en fotografisch worden gevonden. Visueel is er slechts
ééne, reeds boven genoemde methode, n. 1. de onderlinge
vergelijking van sterrencatalogi of sterrenplaatsen, die op
ver uiteen liggende tijdstippen vervaardigd of verkregen
zijn; in tegenstelling met den sub 2. behandelden, kan deze

component der werkelijke E. B. niet als een snelheid gegeven
worden; tenzij tevens de a/stand der ster bekend is, met behulp
waarvan men de gemeten boogmaat kan omzetten in
lineaire maat.

De schijnbare E. B. der sterren is zéér gering, zoo gering
dat men ze na honderden jaren nog niet met het bloote oog
kan bemerken; men geeft ze gewoonlijk in boogseconden
per jaar en spreekt daarom meestal, met weglating van het
woord schijnbaar, van ,,de jaarlijksche E. B. der sterren.\'
Bij het afleiden daarvan doet zich het gemis aan nauwkeurig-
heidscatalogi uit vroegere eeuwen ten zeerste gevoelen; de
eerste die als zoodanig waarde heeft is die van Bradley
(1692—1762). Hij bevat ongeveer 3200 sterren en kwam om-
streeks 1755 gereed. Naarmate de catalogi uitgebreider en
nauwkeuriger werden, kon ook het aantal goed bekende
E. B. vergroot worden, zoodat Boss in staat was in 1910 een
catalogus te geven, die de jaarlijksche E. B. van 6188
sterren bevat.

Ook uit eene bestudeering van fotografische platen kan
men de jaarlijksche E. B. der sterren leeren kennen; de
methoden die daarbij gebruikt worden zijn de volgende:

a.nbsp;de absolute methode; men meet twee fotografische
opnamen uit van dezelfde hemelstreek, maar met een
groote tijdsruimte daartusschen verkregen, en vergelijkt
de afgeleide sterreplaatsen.

b.nbsp;de relatieve methode; men fotografeert op verschillend?
tijdstippen telkens dezelfde hemelstreek, desnoods (Fig. io4)
op dezelfde plaat, en leidt door een bepaalde rekenmethode
de E. B. der sterren af uit de onderlinge plaatsen der
sterren op de verschillende opnamen.

Welke methode men ook voor het afleiden van eiger^
bewegingen aanwendt, altijd vindt men een zeer klein
bedrag, een bedrag dat slechts zelden grooter is dan i •
De grootste waarde is (Fig. 104) ruim 8quot; (ééne ster) en slechts
47 sterren hebben een E. B. grooter dan Merkwaardiger-
wijze wordt de grootste jaarlijksche E. B. gevonden b^J
dezelfde (Zuidelijke) ster die de grootste radiale snelheid

heeft, en daar van deze ook de parallaxis (0^.31) bekend is,
kan hare werkelijke E. B. berekend worden; zij blijkt te
zijn 275 KM. per sec. in eene nauwkeurig bekende richting.
Dit is eene snelheid, waarbij die van de zon geheel in het
niet valt, maar het is, zooals wij zeiden, een uitzonderings-

ONTDEKT DOOR KAPTEYN.
De opnamen liggen drie jaar uiteen; de orientatie der
beelden is alleen voor de door de pijl aangeduide
ster sterk veranderd.

geval. Wij brengen hierbij in herinnering dat zelfs een schijn-
bare E. B. als hier wordt waargenomen, n. 1. 8quot;.7, zich op
een fotografische plaat nauwelijks met het bloote oog be-
merken laat; zij beteekent in het brandvlak van den Yerkes-
refractor een jaarlijksche verschuiving van 0.7 mm.!

De hier besproken eigen bewegingen zijn binnen de fouten
der waarneming grootcirkelbogen; waar men een duidelijke

afwijking hiervan waarneemt, kan men, evenals bij de
veranderlijke radiale snelheden, aannemen dat de ster geen
enkelvoudige is. Ook hierop komen wij in het Zeventiende
hoofdstuk nader terug.

Uit het bovenstaande blijkt voldoende, dat de werkelijke
beweging der sterren niet bekend kan worden tenzij men
kent: a. de radiale snelheid, b. de jaarlijksche E. B., c. de paral-
laxis. Voor zéér weinig sterren is aan deze eischen voldaan;
één uitzonderingsgeval noemden wij reeds en er zijn er
meer, maar veel grooter kan hun aantal voorloopig niet
worden, daar de spectra der zwakkere sterren niet op radiale
snelheden onderzocht kunnen worden. Het lijkt derhalve
hopeloos, vaste grondslagen te vinden voor den opzet van
het vraagstuk van de samenstelling van het sterrenstelsel
en de wetten die het beheerschen; immers een eerste ver-
eischte daartoe is de nauwkeurige kennis van de helderheid,
den afstand, de beweging en den ontwikkelingsgang van
een zoo groot mogelijk aantal sterren en van deze vier zijn
er drie moeilijk, de vierde echter, de beweging, vooreerst
niet te verkrijgen. Daarom heeft men, door den nood ge-
dwongen, de sterrenstatistiek nagenoeg uitsluitend uit de
schijnbare eigen bewegingen opgebouwd. Een uitzondering
kan alleen dan gemaakt worden, als de beide componenten
bekend zijn en het is inderdaad gelukt een enkele belangrijke
ontdekking te doen, waaraan de werkelijke E. B. der sterren
ten grondslag ligt. Die ontdekking was een gevolg van de
vraag of er in het Heelal sterren zijn, die hoewel zich be-
wegende op afstanden van ettelijke lichtjaren, toch bijeen
hooren, een gemeenschap vormen met één doel. Voor een
eerste onderzoek in deze richting is men aangewezen op de
sterren die hetzij door een bijzondere groepeering, hetzij
door een opvallende overeenkomst in één of meer der boven-
genoemde vier elementen daarvan allereerst verdacht mogen
worden. Inderdaad is men hierbij tot resultaten gekomen
die ten zeerste de aandacht trekken. Van de Pleiaden, van

een grootere sterrengroepeering in den Stier en van de
groepeering van 5 der heldere sterren van den Grooten Beer,
is men nagenoeg zeker dat zij bijéén hooren. Voor de laatste
groepeering zijn de uitkomsten het meest overtuigend, omdat
hare sterren helder genoeg zijn om op radiale snelheid
onderzocht te worden. Ludendorff heeft in de allerlaatste
jaren dit stelsel aan een nauwgezette bestudeering onder-
worpen en gevonden dat werkelijk deze sterren een even
groote en gelijkgerichte beweging hebben, met een snelheid
van 19 KM./sec., naar een punt aan de sfeer dat a = 309°
d = - 42° heeft. Deze ontdekking wordt nog belangrijker,
nu Hertzsprung aangetoond heeft dat nog vier sterren, op
zeer verschillende punten aan de sfeer geplaatst, naar alle
waarschijnlijkheid, en drie andere stellig, leden van deze
zelfde gemeenschap zijn. Deze laatste zijn a Coronae,
ß Aurigae en Sirius. Een uitgebreid veld voor nieuwe
ontdekkingen ligt hier nog braak.

De resultaten voor de groepeering in den Stier (waartoe
ook een aantal der Hijaden behooren) zijn nog niet zoo
overtuigend, daar men slechts van enkele sterren de radiale
E. B. heeft kunnen meten; hier loopen echter van niet minder
dan 41 sterren de schijnbare E. B. nagenoeg naar hetzelfde
punt aan de sfeer en hebben hetzelfde bedrag, en dit kan
bezwaarlijk aan het toeval te wijten zijn. Deze groepeering
neemt thans aan den hemel een ruimte van 344 vierkante
graden in, maar ze verwijdert zich van het zonnestelsel;
hare schijnbare oppervlakte wordt dus steeds kleiner en na
65 millioen jaren kan ze het luttele bedrag van 20\' bereikt
hebben. De wijdvertakte groepeering is dan een z. g. „com-
pacte sterrenhoopquot; geworden.

De ontdekking van dergelijke groepeeringen van te zamen
blijvende sterren, van „migrating starsquot; zooals Turner ze
gedoopt heeft, is, daar ze grootendeels gegrond is op de
werkelijke bewegingen der sterren, als een gedocumenteerd
feit te beschouwen. Om zich een denkbeeld te kunnen vormen
over den bouw van het sterrenstelsel, moet men echter ruimere,
zij het dan minder nauwkeurige wegen inslaan; daartoe

heeft men ingezien dat men even goed één der componenten
der E. B. benutten kan, mits men dezen beschouwt van een
zéér groot aantal sterren; naarmate dit aantal grooter wordt
zullen de uitkomsten minder gaan afwijken van, of zooals
men het noemt convergeeren tot die welke men verkrijgen zou
indien men de beide componenten in de rekening betrokken
had. Alle statistische onderzoekingen der laatste jaren,
waaraan de naam van Kapteijn zoo nauw verbonden is,
hebben dan ook tot grondslag de schijnbare (jaarlijksche)
eigen bewegingen, niet de werkelijke; één van de hier be-
doelde ontdekkingen is die van de sterrenstroomen.

Eene bestudeering van 2400 eigen bewegingen leerde
Kapteijn in 1904 dat de onderstelling, die (zie bldz. 368)
aan de berekening van den Apex der zonsbeweging ten
grondslag was gelegd, onjuist was, hetgeen vóór hem wel
door anderen was opgemerkt, doch waarvan zij de oorzaak
niet hadden opgespoord. Die onderstelling luidde dat de
E. B. der sterren willekeurig verdeeld waren, dat men dus
a priori alle richtingen met dezelfde kans op succes voor-
spellen kan, en als dit vermoeden juist is, dan moet de be-
studeering van zeer vele E. B. ten opzichte van een in rust
gedacht zonnestelsel tot uitkomst geven, dat er daaronder
ééne bevoorrechte richting is, n.1. die welke tegengesteld
is aan de richting waarin de zon zich beweegt, de richting
dus naar den Anti-apex. Dit bleek echter niet het geval
te zijn; bij de 2400 bewegingen werden twee bevoorrechte
richtingen opgemerkt, waarvan er eene nagenoeg naar den
Anti-apex loopt, de andere echter naar een geheel ander
punt aan de sfeer. De waarde van wat hier een bevoorrechte
richting genoemd is moge met een enkel woord verduidelijkt
worden: oppervlakkig beschouwd zijn onder de 2400 be-
wegingen alle richtingen vertegenwoordigd, maar men kan
aan het oppervlakkig oordeel ontkomen quot; door zich een
rnathematisch criterium te stellen. Zijn werkelijk alle rich-
tingen even waarschijnlijk en kiest men er daarvan ééne

uit, dan kan men verwachten dat er een zeker aantal een
hoek van bijv. 2° daarmede maken, een gelijk aantal een
hoek van 4° enz. Er is geen enkele reden waarom die aan-
tallen van elkaar zullen verschillen; maar als men een
richting kan uitkiezen zóó, dat een zeer groot aantal rich-
tingen er een kleinen hoek mede maken en grootere hoeken
telkens door een kleiner aantal richtingen vertegenwoordigd
worden, dan heeft men het recht te zeggen dat er voor die
gekozen richting een ,,voorkeurquot; blijkt te bestaan. Bij het
onderzoek van Kapteijn bleken er, zooals gezegd, twee
van dergelijke richtingen te zijn; ze zijn later meer dan eens
door andere onderzoekers afgeleid, en de uitkomst is voor
de eerste der genoemde richtingen bijna altijd dezelfde
gebleken. Voor de tweede richting echter loopen de resultaten
sterk uiteen; ook hierbij ontkomt men niet aan de bezwaren
die eiken statistischen arbeid bemoeilijken: de uitkomsten
zijn in hooge mate afhankelijk van het gekozen materiaal
en de wijze waarop het verwerkt wordt.

Sedert de ontdekking van Kapteijn spreekt men van
de twee sterrenstroomen van het Heelal; hoewel minder
gedocumenteerd dan de ,,migrating starsquot; vormen zij toch
een belangrijke grondslag om stap voor stap in het moeilijke
probleem voorwaarts te schrijden.

Terwijl eene indeeling der sterren naar hunne afstanden
en bewegingen in de eerste plaats dienstig moet zijn voor
het algemeen, heeft de laatst te bespreken indeeling tevens
in hooge mate waarde voor de individuën, want al is nog
altijd niet de lijn zuiver vastgelegd die het uiterlijk van een
sterrespectrum bindt aan het stadium van hare ontwikkeling,
zoo is het toch niet aan twijfel onderhevig, dat in de spectra
de ontwikkelingsgeschiedenis is neergelegd en dat te eeniger
tijd geen duistere punten daarin het schrijven van die ge-
schiedenis zullen bemoeilijken. Het was Secchi, die in 1867
inzag, dat\'^de i grondslag voor dezen tak van astrophysisch
onderzoek een, zij het dan ook grove, verdeeling der bestu-

deerde spectra in bepaalde groepen moest zijn en de indeeling
in spectraalklassen, welke hij daarbij aan de astronomen
heeft voorgelegd, heeft tot voor enkele jaren nog altijd de door
hem gewenschte grondslag uitgemaakt; niet het minst
omdat zij dadelijk een aannemelijk verband legde tusschen
het spectrum en de kleur eener ster en dus indirect tusschen
het spectrum en het stadium van ontwikkeling. Zijne in-
deeling in 4 klassen was in hoofdzaak de volgende:

is\'etype: de witte en blauwe sterren, zooals Wega, Sirius,
Altaïr en Procyon; het spectrum kenmerkt zich door krach-
tige absorptielijnen van waterstof en het nagenoeg volkomen
ontbreken van metaallijnen.

2de type: de gele sterren, zooals de Poolster, Arcturus,
Capella, Aldebaran en de Zon; het spectrum is nagenoeg
identiek aan dat der zon, d. w. z. doortrokken met ontelbare
ïijne metaal-lijnen.

3de type: de oranje en roode sterren, zooals Betelgeuze en
Antares; de waterstoflijnen zijn voornamelijk aanwezig in het
roode deel van het spectrum en minder opvallend; kenmerkend
voor dit type zijn een aantal absorptieèanden, die scherp
begrensd zijn naar de violette zijde en naar de roode zijde
uitvloeien. Latere onderzoekingen hebben geleerd, dat deze
banden vermoedelijk optreden tengevolge van de aan-
wezigheid van oxyden van mangaan en titanium.

4de type: de zeer roode sterren; ook deze hebben een
bandenspectrum, waarin echter de banden scherp begrensd
zijn naar de roode zijde van het spectrum. Deze banden
zijn te wijten aan de aanwezigheid van koolstofverbindingen;
slechts zeer weinig sterren, waaronder geen enkele heldere,
zenden dit spectrum uit.

Toen na de toepassing der fotografische methoden, sterren-
spectra ,,en massequot; konden worden opgenomen en bestu-
deerd, bleek de klassieke indeeling van Secchi niet meer
afdoende te zijn, vooral ook omdat nieuwe ontdekkingen tot
geheel nieuwe gezichtspunten aanleiding gaven. De eerste
daarvan was die van het helium in den zonnedampkring,
waardoor vele spectra van het i®\'® type met tot dusverre

FIG. 105. TYPEN VAN STERRESPECTRA.
(Uit: G. E. Hale. The study of stellar evolution).
I Groep b. Helium-ster Rigel. De krachtige lijn links is een waterstofiijn, de 2 lijnen die daarop
volgen en de lijn geheel rechts zijn heliumlijnen. Onler en boven het sterrespectrum is het vonk-
spactrum van titanium gefotografeerd,
n Groep c. Waterstof-ster Sirius. De drie krachtige lijnen zijn waterstoflijnen.

FIG. 105a. TYPEN VAN STERRESPECTRA.
(Uit: G. E. Hale. The study of stellar evolution).

onbekend gebleven lijnen zich als vanzelf tot een afzonderlijk
type groepeerden; de tweede was de ontdekking van een
nieuw waterstofspectrum, de derde die van emissielijnen in
sterrespectra. Wij zagen reeds op bldz_ 202 dat verschillende
stoffen, wanneer zij onder verschillende omstandigheden
lichtgevend zijn gemaakt, spectra kunnen uitzenden die
alle gelijkenis met elkander verloren hebben. Kent men
die omstandigheden niet, dan is het vaak onmogelijk, uit
een bepaald spectrum de stof te bepalen, die het heeft uit-
gezonden, doch hierop zijn gelukkig uitzonderingen. Van
vele elementen toch hebben de spectraallijnen een bepaalde,
in een wiskundige formule aan te geven, rangschikking;
ze vormen een ,,reeks,quot; zóó dat als men de golflengte van
één der lijnen .kent, uit de formule de golflengten van alle
andere, mits haar rangnummer in de reeks bekend is,
gevonden kunnen worden.

In dat geval verkeeren o. a. de waterstoflijnen van het
spectrum der zon en van vele sterren; nu bleek het echter
E. C. Pickering, dat in de gebruikte formule nog een tweede
rangschikking verscholen was en dat deze waterstof-
reeks,quot; op aarde volkomen onbekend, in het Heelal ver-
tegenwoordigd was in het spectrum van vele sterren van
Secchi\'s 1®\'® type. Ook hierdoor was een nieuwe indeeling
wenschelijk geworden en langzamerhand zijn van de vier
klassieke typen slechts de twee laatste nagenoeg ongewijzigd
gebleven; de twee eerste heeft men in talrijke groepen
moeten onderverdeelen en zeer waarschijnlijk heeft men
zelfs daarmede nog niet ten volle het doel bereikt. Behalve
de reeks van helium-lijnen en de waterstofreeks merkt
men in de spectra van enkele sterren nog lijnen op, waarvan
men niet weet of ze op zichzelf staan of bijeen behooren en
welker oorsprong onbekend is. Deze heeten naar de ont-
dekkers: Wolf-Rayet-lijnen.

De moderne indeeling der sterrespectra is in de laatste
jaren uitsluitend hetwerk geweest van denwetenschappelijken
staf der Harvard-sterrenwacht in de V. S., onder leiding
van Pickering. De opnamen worden er uitsluitend verricht

met het objectief-prisma (bldz. 141) en het werk is na het
ontvangen van aanzienlijke donaties over den Zuidelijken
hemel uitgebreid, waardoor thans van ruim 9000 sterren
het karakter van het spectrum is vastgesteld. Wij zullen
van deze nieuwe, vrij samengestelde indeeling slechts de
ruwe omtrekken in korte woorden vermelden (zie Fig. 105);
de volgorde geeft volgens sommigen tevens het verloop van
een ster van zeer hooge temperatuur door alle stadiën van
degradatie naar een zoo goed als uitgedoofd hemellicht.

a.nbsp;De Wolf-Rayet sterren, in welker spectra de bovenbe-
doelde lijnen in het blauw en geel zeer intens optreden;
ook de waterstoflijnen, voornamelijk die van de z^^ reeks,
treden niet alleen als absorptie-, maar ook als emi^szelijnen,
krachtig op den voorgrond en hetzelfde geldt voor de helium-
Hjnen. Geen enkele metaal-lijn is echter zichtbaar en de
ondergrond van continu spectrum, waartegen het lijnen-
spectrum zich afteekent, is zeer helder in het ultra-violet.
Hieruit leidt men af (zie bldz. 149) dat men hier met hemel-
lichten van zeer hooge temperatuur te doen heeft; zij komen
vooral in de op bldz. 63 genoemde Kaapsche wolken en in
den melkweg voor, en zijn op één enkele uitzondering na
niet voor het bloote oog zichtbaar.

b.nbsp;De Helium-sterren; van deze kenmerkt het spectrum
zich door het optreden van een groot aantal absorptie-
lijnen van helium en waterstof in de i®\'® reeks. Toch treedt
nu en dan ook de waterstofreeks op, terwijl ook metaal-
lijnen, zwak en gering in aantal, en ook emzsszdijnen van
helium, waterstof en magnesium in enkele spectra worden
waargenomen. Vele sterren van Orion met Rigel aan de
spits, bijna alle Pleiaden-sterren en o. a. Regulus en Deneb,
behooren tot deze groep. De kleur der helium-sterren is
zuiver wit.

c.nbsp;De Waterstof-sterren; deze vormen de hoofdmacht
van Secchi\'s i^te type. Het spectrum kenmerkt zich door
een krachtig optreden der absorptielijnen van de i®\'® water-
stofreeks. Die der 2^® reeks treden in het geheel niet, de
helium-lijnen nauwelijks meer op. In tegenstelling met de

spectra der groepen a en b worden nu ook de lijnen van cal-
cium en ijzer, zwak maar toch onmiskenbaar, waargenomen.
Van de waterstof-sterren, waaronder wij Wega, Sirius en
Fomalhaut tellen, is de kleur blauwachtig wit; het spectrum
strekt zich nog tot voorbij 1 3000 in het violet uit.

d.nbsp;De Zonnesterren, getypeerd door het ons bekende
zonnespectrum, waarvan in dit verband de hoofdkenmerken
zijn, het in grooten getale optreden van metaal-lijnen,
het krachtiger worden der calcium- en een zich terug-
trekken der waterstoflijnen uit het violette deel van het
spectrum. De kleur dezer sterren is geel.

ƒ. De Koolstof sterren^ d.i. Secchi\'s type; van waterstof
noch helium is meer een spoor te vinden, nauwelijks is
er een vage aanduiding van calciumlijnen. Tot deze groep
behoort in hoofdzaak eene bepaalde klasse van veranderlijke
sterren, die een bandenspectrum met emzssielijnen van
waterstof uitzenden en waarover wij in het volgende hoofd-
stuk uitvoeriger zullen handelen.

Men kent nauwelijks een 300 tal koolstof-sterren en
van deze zijn er slechts een 7-tal voor het bloote oog zichtbaar.

De bovenstaande rangschikking laat zich vrij eenvoudig
verklaren als het gevolg van een uitstralingsproces, dat
zoolang de ster een volkomen gasbol is, die zijn warmte-
verlies door inkrimping nagenoeg kan compenseeren, vrij
langzaam verloopt; bij toenemende dichtheid zal er echter
een tijd komen dat die compensatie slechts voor een klein
deel kan plaats hebben, waarna het afkoelingsproces snel
gaat verloopen. Het aantal roode sterren dat wij kennen
is dan ook daarom zooveel geringer dan dat der overige,
omdat zij in hare ontwikkeling het stadium waarop zij
bij voortgezette afkoeling onzichtbaar worden, dicht genaderd
zijn.

Of intusschen een ster als Wolf-Rayet-ster ontstaat en
dus hare ontwikkeling alleen een degradatie is, is een onop-
geloste vraag. Men kan ook aannemen, dat alle sterren

oorspronkelijk „donkerquot; waren en zij den bovenbeschreven
ontwikkelingsgang eerst stijgend van / (of e) tot a en daarna
dalend van a tot ƒ doorloopen moeten en Lockyef heeft
zelfs naar deze gedachte een naar hem genoemde verdeeling
der spectraal-typen ontworpen. Het vraagstuk van den
ontwikkelingsgang der sterren is niet gemakkelijk op te
lossen en het stelt ons telkens voor nieuwe moeilijkheden.
Uit het zooeven ontvouwde, eenvoudige beeld, zou bijv.
volgen dat als regel een gele ster kleiner is dan een witte;
nu wordt echter, zoodra de parallaxis eener ster gevonderi
is, hare intrinsieke lichtkracht bekend, waarvoor men een
bepaalde eenheid kan aannemen. Twee sterren kunnen de-
zelfde helderheid hebben, maar, als de eene veel verder van
ons verwijderd is dan de andere, aanzienlijk in intrinsieke
lichtkracht verschillen.

Wanneer het nu blijkt dat sterren als Capella en Betel-
geuze, een gele en geel-roode ster, zeer groote intrinsieke
lichtkracht hebben, dan moet men aannemen dat zij een
zeer groot volume en dus (bij gelijk onderstelde massa\'s)
een opvallend kleine dichtheid hebben, en daarmede is
de eenvoud van het ontwikkelingsbeeld verbroken.

Wij zagen reeds op bldz. 149 hoe een bestudeering van
het intensiteitsverloop in een continu spectrum leiden kan
tot een schatting van de temperatuur der lichtbron die het
heeft uitgezonden. Deze methode verliest natuurlijk daar,
waar het continue spectrum bijna onzichtbaar wordt door
de vele absorptielijnen, veel van hare waarde; zij is dan ook
slechts op een lootal sterren door Wilsing en Scheiner
toegepast; zij vonden daarbij, uitgaande van het intensiteits-
verloop in het zonnespectrum, temperaturen tusschen
9600° en 3200°. In de laatste jaren tracht men door toe-
passing van verschillende fysische methoden, waarover wij
niet kunnen uitweiden, de temperatuur der sterren nauw-
keuriger te bepalen.

|IJ zagen in het vorige hoofdstuk dat men
de relatieve parallaxis van een ster ver-
krijgt, door hare plaats uit te meten ten
opzichte van een naburige ster, die men om
hare geringe helderheid op grooteren afstand
waant. Ten behoeve van dit onderzoek zocht W. Herschel
opzettelijk naar dergelijke paren van sterren, en hij werd
getroffen door het groote aantal dat hij vond; in korten
tijd, d. w. z. na een vluchtig overzicht van den hemel, kon
hij reeds een catalogus van 270 z. g. „vi s ue e 1 e dubbel-
sterrenquot; samenstellen. Dit groote aantal trof ook den
wiskundige Michell, die zichzelf de vraag stelde of een der-
gelijke overdaad van paarsgewijze aan den hemel prijkende
hemellichten wel in overeenstemming was met wat de kans-
rekening uit het aannemen van een volkomen willekeurige
groepeering der sterren leerde. De uitkomst van zijne bere-
kening (1783) was van het grootste belang. Terwijl de kans-
rekening bijv. leerde dat er in de gemaakte onderstelling
aan den Noordelijken hemel onder de 3200 sterren van
de I®\'® tot de 6\'^® grootte geen twee gevonden moesten
worden op een ouderlingen afstand kleiner dan 30quot;,
bedroeg het aantal in werkelijkheid 52.

Het was duidelijk dat de gemaakte onderstelling foutief
was, dat de sterren niet willekeurig geplaatst waren, dat
de waargenomen kleine afstanden niet een gevolg waren

van een toevallige plaatsing op onze gezichtslijn, maar
dat de sterren werkelijk dicht bijeen stonden, dat zij geen
,,optischequot; maar ,,fysischequot; dubbelsterren waren. Deze wis-
kundige uitkomst zou spoedig door astronomische waar-
nemingen volledigen steun krijgen. Wanneer werkelijk
de twee bijeenstaande sterren bijeen hooren, zullen zij
zeer waarschijnlijk banen beschrijven om haar gemeen-
schappelijk zwaartepunt en men zal dus hare verbindingslijn
én van grootte (afstand) én van richting (positiehoe k)
zien veranderen. Vooral William Herschel en zijn zoon John
Herschel, de eerste in Engeland, de laatste ook in Kaapstad,
en W. Struve in Rusland, maakten zich in het begin der ig«!«
eeuw met dergelijke dubbelster-metingen verdienstelijk; het is
een zeer moeilijk werk, waarvan de nauwkeurigheid een ster-
keninvloed ondervindtvan stelselmatige, den waarnemereigen,
fouten. Het is a priori moeilijk te zeggen hoever de compo-
nenten van elkaar verwijderd moeten zijn, om nog aanspraak
te kunnen maken op de benaming dubbelster; meestal
neemt men echter naar Struve dien afstand niet grooter
dan 30quot; en zelfs dan nog is het materiaal enorm groot.
John Herschel verrichtte metingen op 4500 dubbelsterren
van het Noordelijk en 2100 van het Zuidelijk halfrond,
Struve leverde een klassiek geworden arbeid door het uit-
meten (1824-1837) van ongeveer 2700 sterrenparen en in
het laatst der eeuw verblufte Burnham de astrono-
mische wereld door het uitmeten van een groot aantal zeer
enge dubbelsterren (afstand oquot;.2!) met de micrometers der
groote refractors van de Lick- en Yerkes sterrenwachten.
Zijn in 1906 verschenen catalogus bevat 13665 parèn en
thans, 6 jaar later, zijn er ongeveer 16000 bekend. Ook
aan de Leidsche sterrenwacht zijn de laatste jaren door
Voûte een 200-tal dubbelsterren uitgemeten. Van ongeveer
10% der thans gevonden dubbelsterren is een besliste
verandering van afstand en positiehoek waargenomen en
van slechts 35 zijn deze veranderingen voldoende in aantal
en nauwkeurig genoeg, om op eenigszins bevredigende wijze
een baan te berekenen. W. Herschel leefde lang genoeg om

de ster | Ursae maioris, waarop hij de eerste metingen
verricht had, een halven omloop te zien volbrengen.

Wij spreken nu kortweg van de baan en niet van de banen
der componenten; in overeenstemming met de waarneming,
waarbij men slechts de onderlinge plaatsverandering kan
meten, beschouwt men ook bij de berekeningen de eene
ster, de helderste, in rust en leidt de baan van den anderen
component ten opzichte van deze af. Van deze baan weet
men a priori niets en de waarnemingen leeren er in de meeste

gevallen evenmin iets van door dé betrekkelijk groote fouten
in de metingen. Fig. io6 moge dit duidelijk maken. Het is
in dit geval volkomen ondoenlijk om met eenige zekerheid
te zeggen door welke lijn de waargenomen plaatsen het
best worden voorgesteld. Alleen in enkele gevallen, zooals
Sirius en 70 Ophiuchi waarbij de afstand der componenten
groot is, en die door vele waarnemers langdurig bestudeerd
zijn, kan (zie Fig. 107) de baan vrij nauwkeurig worden
aangegeven. Men neemt in elk geval willekeurig aan dat
de schijnbare baan een ellips is, de werkelijke baan dus een
ellips of een cirkel en dit beteekent, dat men onderstelt dat
de beweging van de componenten eener dubbelster om hun
Sterrenkunde. 26

gemeenschappelijk zwaartepunt de „attractiewetquot; van Newton
(bldz. 80) volgt. Dit is evenwel niet streng bewezen, maar op
theoretische gronden wel uitermate waarschijnlijk.

mogelijk een ellips en kan daaruit op verschillende manieren,
waarvan er eene door Zwiers te Leiden is uitgedacht, den
stand van de werkelijke baan in de ruimte afleiden. In
de uitkomsten treft ons dadelijk de groote excentriciteit,
die gemiddeld 3 maal zoo groot is als die der planetoïden-

banen, maar van dezelfde orde als die der Jupiier-kometen.
De onderstaande tabel geeft de namen van een twintigtal
goed bekende dubbelsterren met de helderheid (H) der
componenten, de halve groote assen (a) en de excentriciteiten
(e) der banen en de omloopstijden (T) in jaren.

Wil men de schijnbare halve groote as der baan a in
lineaire maat kennen, dan moet daartoe eerst de parallaxis
der ster bepaald worden; is dit geschied, dan kent men ook
door toepassing van de wet van Kepler de gezamenlijke
massa. Omgekeerd: neemt men de massa willekeurig aan =
i, 2 of 3 maal de zonnemassa, dan levert deze wet (zie
geval I van bldz. 364) de ,,hypothetische parallaxis.quot;

Van een 7-tal dubbelsterren is de parallaxis vrij nauw-
keurig gemeten; de werkelijke halve groote as harer banen

blijkt hieruit gemiddeld te zijn 15.7 astronomische lengte-
eenheden (voor de baan van Saturnus is deze waarde 9-5gt;
voor die van Uranus 19.i) en de totale massa gemiddeld
1.6 X de zonnemassa. De afmetingen zijn dus van dezelfde
orde als die van ons zonnestelsel.

In enkele bijzondere gevallen heeft men ook de verhou-
ding der massa\'s van de componenten kunnen afleiden, en
men is daarbij tot merkwaardige uitkomsten gekomen,
o. a. deze, dat de massa van Sirius slechts 2.5 maal zoo
groot is als die van haar begeleidster; daar zij echter H
grootteklassen in helderheid daarmede verschilt, d. w. z.
(zie bldz. 347) een 25000 maal zoo groote lichtsterkte heeft,
zou men de verhouding der massa\'s veel aanzienlijker ver-
wacht hebben.

Behalve dubbelsterren kent men ook drie-, vier- en vijf-
voudige sterren, o. a. die van het z. g. „trapeziumquot; in den
nevel van Orion (zie bldz. 427). Dergelijke stelsels kunnen
op den duur een welkom materiaal leveren voor de theoretische
behandeling van de vraag, hoe méér dan twee lichamen zich
onder hunne wederzijdsche aantrekking gedragen, een uit-
breiding van het probleem dat Newton zich stelde, maaf
dat zelfs voor drie lichamen niet is opgelost.

Wanneer de afstand der componenten eener dubbelster
zeer klein is, zijn deze niet meer visueel als zoodanig waar-
neembaar; daar echter in het algemeen met een ver-
mindering van den afstand een vergrooting van de baan-
snelheid gepaard gaat, kunnen zij zich kenbaar maken door
een meetbare verschuiving der spectraallijnen. De stef
heet dan een spectroscopische dubbelster. De
verplaatsing der lijnen in het spectrum kan zijn een
enkele periodieke verschuiving of een periodieke verdub\'
beling; in het i®\'® geval zendt slechts eene, in het geval
zenden beide sterren een zichtbaar spectrum uit. De
eerste ontdekking op dit gebied dagteekent van 1889, toen
Vogel en Scheiner te Potsdam uit spectro grammen van
ß Persei {Algol) afleidden dat de periodieke lijnverschuivingen

verklaard konden worden, indien men onderstelde te doen te
hebben met een stelsel van twee sterren, waarvan de eene on-
zichtbaar was, en die met snelheden resp. van 41 en 80 KM./sec.
banen beschreven om haar gemeenschappelijk zwaartepunt.
Uit het karakter van Algol als veranderlijke sterj (zie bldz. 400)
was het vermoeden van de aanwezigheid van zulk een
donkeren begeleider reeds vóórdien geopperd. De gezichts-
lijn ligt hier nagenoeg in het baanvlak der sterren, vandaar
dat de eene periodiek het licht der andere aan ons oog ont-
trekt. Waar dit niet het geval is, kan men het dubbel zijn
der ster niet ontdekken uit een periodieke verandering der
helderheid en blijft de periodieke lijnverschuiving als eenig
criterium over, en ook dit .middel laat ons in den steek,
wanneer de gezichtslijn ongeveer of zuiver loodrecht staat
op het baanvlak der sterren, daar deze dan geen radiale
snelheid bezitten. Ondanks de ongunstige voorwaarden
echter zijn er thans toch nagenoeg 400 spectroscopische
dubbelsterren bekend en dit aantal wordt snel grooter,
dank zij de ontwikkeling der sterre-spectrografen.

Uit de bestudeering van een groot aantal spectrogrammen
kan ook de baan van deze klasse van dubbelsterren be-
rekend worden, maar evenmin als bij de visueele de absolute
elementen. Daar moet men zich tevreden stellen met de
schijnbare halve groote as; hier kan, omdat niet de
werkelijke snelheid maar hare projectie op de gezichtslijn
gemeten wordt, ook slechts de\' daarop geprojecteerde halve
groote as gevonden worden.

De onderstaande tabel geeft eenige der heldere spectros-
copische dubbelsterren met deze geprojecteerde halve
assen (a\') in astronomische lengte-eenheden, de excentrici-
teiten (e) en de omloopstijden (T) in dagen.

Deze tabel leert dat de spectroscopische dubbelstelsels
in allerlei grootten aan den hemel te vinden zijn. De
componenten der Poolster staan ongeveer op denzelfden
afstand van elkaar als de Aarde en de Maan eii bewegen
zich in slechts 4 dagen om elkaar heen, en in Cephe\'i
wentelen twee zonen in enkele uren om elkander! De tabel
leert tevens, dat er onder de opgegeven sterren slechts eene
hoogst enkele is, die als alle omstandigheden medewerkten,
ook als visueele dubbelster zichtbaar zou zijn. De omstan-
digheden schijnen echter daartoe slechts zelden samen te
werken, tenminste het aantal zoowel visueele als spectros-
copische dubbelsterren is uiterst gering. Dit mag ook daarom
geen verwondering baren, omdat hetgeen de ontdekking
van de eerste klasse bevordert, n. 1. groote afstand der com-

ponenten, de ontdekking der tweede klasse door de daarmede
gepaard gaande kleinere snelheden belemmert.

Ten slotte leeren wij uit de tabel nog, dat elk der compo-
nenten van de visueele dubbelster Castor {a Geminorum)
een spectroscopische dubbelster is, zoodat wij hier met
een viervoudig stelsel te doen hebben.

Van bijna alle der vermelde sterren is de dupliciteit ontdekt
door liinverschuiüing, alleen van Capella, f Ursae maioris
en Spica door liinverdubbeling.

Terwijl de dubbelsterren hemellichten zijn, waarvan wij
de geheimen van haar wezen eerst na inspannenden arbeid
aan groote instrumenten ontsluieren kunnen, zijn de ver-
anderlijke sterren, waarover wij nu zullen spreken en
die eveneens tot de meest belangwekkende verschijnselen
aan den hemel gerekend mogen worden, dankbare onder-
werpen van waarneming voor elk instrument van het onge-
wapende oog af tot de krachtigste refractors toe, en voor
eiken waarnemer, hetzij hij een pasbeginnend liefhebber is
hetzij een beroepssterrenkundige met jarenlange oefening.

Holwarda te Franeker ontdekte in 1639, dat het feit, dat
zich de ster 0 van den Walvisch (bldz. 60) nu eens in grooten
luister vertoonde, dan weer volkomen onzichtbaar was, aan
periodieke lichtwisselingen geweten kon worden, en deze
ontdekking moest vooral in een tijd, waarin de instrumenten
nog in het eerste stadium van hunne ontwikkeling ver-
keerden en dus nog geen inbreuk hadden kunnen maken
op de eeuwenoude wet van de onveranderlijkheid der hemel-
verschijnselen, grooten indruk maken; het is dus niet te
verwonderen dat men aan de ster, die zulke onverklaarbare
grillen vertoonde, den naam van Mira (de Verwonderlijke)
gaf. Een 30-tal jaren later merkte Montanari op, dat ook
de bekende ster Algol in het door Perseus gedragen Medusa-
hoofd, aan periodieke lichtwisselingen onderhevig is, en
sedert dien is men langzamerhand vertrouwd geraakt met
het denkbeeld dat talrijke sterren in processen gewikkeld

zijn, die invloed hebben op de in onze richting uitgezonden
hoeveelheid licht. Vóór de invoering der fotografische methode
was de ontdekking van zulk eene „veranderlijkequot; ster
louter toeval en ook thans is het dit in zeker opzicht nog,
daar zij meestal gevonden wordt op fotografische platen
die in eersten aanleg voor een ander doel werden opge-
nomen, maar toch stelselmatig op de eventueele aanwezig-
heid van veranderlijke sterren worden onderzocht. Op
verschillende manieren kan men de veranderlijkheid daar-
bij op het spoor komen: uit eene vergelijking van op ver-
schillende tijdstippen verkregen opnamen, zoo mogelijk
met behulp van den stereocomparator (bldz. 284); 2° uit
het optreden van heldere lijnen in een spectrum van Secchi\'s
3^® type. De ontdekkingswijze is zonder meer duidelijk^
de veranderlijke ster wordt op de eene plaat veel lichtzwakker
afgebeeld dan op de andere; op de 2^® ontdekkingswijze
komen wij later terug.

Zoodra de veranderlijkheid is vastgesteld, wordt getracht
uit een groot aantal helderheidswaarnemingen een beeld
van het karakter der lichtwisseling te verkrijgen; dit kan
geschieden: 1° met behulp van een fotometer, zooals wij
dien in het vorige hoofdstuk leerden kennen, en 2° door
een eenvoudige schatting (geen meting) der helderheid.
Deze laatste werkwijze, naar Argelander (1844) die haar
heeft uitgedacht, algemeen als „S^/u/en-methodequot; bekend,
is voorloopig de eenige manier om snel en gemakkelijk
de lichtwisseling van een groot aantal sterren te onderzoeken.
Naar eene door Nijland aangegeven verbeterde toepassing van
deze methode kiest de waarnemer zich in de naaste omgeving
der veranderlijke (y) twee andere sterren, waarvan op het tijd-
stip der waarneming de eene (a) iets helderder, de andere {b)
iets zwakker is dan deze, en tracht nu zoo goed mogelijk
de verhouding der helderheidsverschillen a—v en v—b aan te
geven, en tevens elk verhoudingsgetal a. h. w. onbewust
in een bepaalde eenheid uit te drukken. Die eenheid, door
Argelander „Stufequot; genoemd, is het helderheidsverschil
dat zich aan een bepaalden waarnemer nog juist als zoo-

danig openbaart. Uit de liefst fotometrisch bepaalde helder-
heden der vergelijkingssterren a en ö is dan die van v voor
het tijdstip der waarneming onmiddellijk af te leiden.

Beide methoden ondervinden den nadeeligen invloed
van de kleurverschillen der sterren. Een waargenomen
helderheidsverschil blijkt afhankelijk te zijn van de kleur
der objecten, en wel in sterkere mate naarmate de gebruikte
kijker grooter is. Dit heeft in zeker opzicht invloed op alle
helderheidsmetingen, maar vooral op die van veranderlijke
sterren daar vele van haar een hoog nummer in de kleuren-
schaal hebben en bovendien dikwijls in instrumenten met
verschillende openingen moeten worden waargenomen. De
zooeven genoemde ster Mira Ceti bereikt in grootste helder-
heid gemiddeld de grootte, moet dan met het bloote oog
of in een binocle worden waargenomen en in haar minimum-
fase is een kijker van minstens 10 cm. opening daarvoor
wenschelijk. Schat men echter een roode ster in een binocle
even helder als een witte, dan kan men er zeker van zijn,
dat in een grooten kijker de roode ster veel helderder lijkt
en dit z. g. „verschijnsel van Purkinjequot; belet het tot één
geheel vormen van aan verschillende instrumenten ver-
richte waarnemingen.

Een betrekkelijk klein aantal helderheidsschattingen is
naeestal voldoende om het karakter der lichtwisseling, althans
voorloopig, vast te leggen. Het blijkt dan dat de sterren op
allerlei verschillende, vaak zeer grillige, maar ook dikwijls
opvallend regelmatige wijze hare helderheid wisselen. Maakt
men een grafisch beeld hiervan door op een horizontale lijn
de verschillende tijdstippen af te zetten en loodrecht daar-
boven de voor elk daarvan geldende helderheid in een wille-
keurigen, zelf te kiezen lineairen maatstaf, dan ontstaat een
Hchtkromme der ster; het hoogste punt daarvan
heet het maximum, het laagste punt het minimum,
het helderheidsverschil van beide heet de amplitude.
Naar hare lichtkrommen onderscheidt men de veranderlijke
sterren in hoofdzaak in vier groepen, waarvan de voor-
naamste zijn:

i. De Algol ver-
anderlijken kenmer-
ken zich door een stand-
vastige helderheid gedu-
rende het grootste deel
der periode, gevolgd door
een snelle regelmatige
helderheidsafname, die
meestal na enkele uren
door een symmetrisch
daarmede verloopende
helderheidstoename ge-
volgd wordt. Van Algol
zelf bedraagt de periode
2^ 20quot; 49quot;, waarvan zij

10quot; de constante hel-
derheid 2 quot;quot;,3 behoudt,
gedurende uur af-
neemt tot de 3quot;\',5 om
dadelijk daarop weer tot
de normale helderheid te
rijzen, welke zij 5| uur
na het minimum weder
bereikt. De lichtkromme
van Algol is in Fig. 109
afgebeeld, recente waar-
nemingen met een nieuw,
zeer gevoelig type van
fotometer schijnen er op

te wijzen dat de. ster tusschen twee minima een tweede
(zeer geringe) lichtvermindering ondergaat.

FIG. 110. LICHTKROMMEN VAN KORTPERIODISCHE VERANDERLIJKEN.
(De perioden zijn in dagen en decimalen daarvan aangegeven).

wisselen af van enkele uren tot eenige maanden en de ampli-
tuden van o^-S tot 4™ .0. De kleur van al deze sterren is wit.

w
S)

ja
§

FIG. 111. MAXIMA EN MINIMA DER LANGPERIODISCHE VERANDERLIJKE MIRA CETI.
(Deze ster is niet waarneembaar van hali Maart tot half Juli).

2. Dekortperiodische veranderlijken kenmer-
ken zich door een gestadige verandering der helderheid tot een
maximum bedrag van ongeveer iDe periode is meestal enkele
dagen, soms echter korter dan een dag, soms ongeveer een
rnaand en zeer regelmatig. Er zijn kortperiodische verander-
lijken, waarvan de periode gedurende 10 jaren binnen een
minuut constant gebleven is.

Men is gewoon deze klasse in drie groepen (Fig. 110) te
verdeelen, die zich daardoor kenmerken dat de licht-
kromme hetzij

b.nbsp;asymmetrisch is t.o.v. het minimum en wel altijd in
dien zin, dat de rijzing sneller geschiedt dan de daling.

Van de laatste groep, die wellicht een overgang naar de
Algol-veranderlijken vormt, kent men slechts een 7-tal sterren,
van de groepen a en ö te zamen ongeveer 100 sterren. De
kleur der kortperiodische veranderlijken is geel.

3. De langperiodische veranderlijken, veelal
naar het fraaiste specimen de Mzra-variabelen geheeten, ken-
merken zich eveneens door een gestadige verandering der hel-
derheid, maar in een veel langere periode, met een veel grootere
amplitude en zonder de bij de vorige klasse opvallende
regelmaat. De perioden liggen meestal tusschen 200 en
400 dagen, de amplitude bereikt een bedrag van ettelijke,
in een enkel geval zelfs een van 9 grootteklassen en deze
beide elementen, alsmede het geheele beloop der lichtkromme,
zijn telkens kleine en meestal onverwachte bedragen anders!
Het onderstaande overzicht der lichtwisseling van Mira,
waargenomen door Nijland te Utrecht, geeft van deze on-
regelmatigheden een duidelijk voorbeeld; M beteekent
daarin een maximum, m een minimum, H de daarbij be-
reikte helderheid, T de periode, Fig. in geeft de bijbe-
hoorende lichtkrommen.

Men kent thans ongeveer 700 Mü\'ra-variabelen. Hare
kleur is meestal roodachtig en volgens sommigen afhan-
kelijk van de fase der lichtwisseling.

4. Het U Geminorum-type kenmerkt zich door een
opvolging van zeer snelle helderheidstoenamen op volkomen
onverwachte en niet te voorspellen tijdstippen; de ster
waarnaar deze klasse genoemd is, neemt in enkele uren
5 grootteklassen toe, wordt dus in dat korte tijdsverloop 100
maal zoo lichtsterk en vertoont dan een der beide in Fig. iiz
aangegeven regelmatige maxima, een lang, waarbij ze onge-
veer 20 en een kort, waarbij ze ongeveer 12 dagen boven de
normale helderheid blijft. Van deze klasse kent men slechts
5 sterren.

Behalve de hier genoemde klassen is er nog eene die een
afzonderlijke vermelding verdient, n.1. die der „Cluster-
variabelen.quot; Baily ontdekte in 1896 fotografisch dat een
groot aantal zwakke sterren, deel uitmakende van een zeef
dichte groepeering, die men gewoon is een sterrenhoop

FIG, 112. NORMAALKROMMEN VAN U GEMINORUM.
(Uit: J. van der Bilt. The variable star U Geminorum Recherches
Astronomiques de l\'Observatoire d\'Utrecht III).

(Eng.: star-cluster) te noemen, aan zeer snelle lichtwisse-
lingen onderhevig was. Van één der door hem onderzochte
sterrenhoopen bleek 14% der sterren veranderlijk te zijn,
van een tweede 10%, van een derde 4%. Ook de lichtkrom-
men van deze sterren (Fig. 109) vertoonen een zeer snelle rijzing
en een geleidelijke daling, doch de opvlamming geschiedt niet,
als bij het U Geminorum-type^ op ongezette tijden, maar
zeer regelmatig in perioden van ongeveer 13 uur en met
amplituden van ongeveer i Ook enkele sterren die niet
tot een sterrenhoop behooren, vertoonen een dergelijk
helderheidsverloop; tusschen twee maxima in schijnen de
sterren van het Cluster-type een tijdlang een standvastig
licht uit te stralen.

Voegt men bij de tot de 4 bovenbesproken klassen van
veranderlijke sterren behoorende nog een loo-tal, waarvan de
lichtwisseling onregelmatig verloopt, en ruim 300, waarvan
het karakter der lichtwisseling nog onbekend is, dan ver-
krijgt men een totaal van ongeveer 1350 variabelen. De
bestudeering daarvan vergt de gestadige toewijding van
een groot aantal waarnemers; ook de Sterrenwacht te
Utrecht levert daarvoor sedert een tiental jaren eene niet
onaanzienlijke bijdrage. Op i Januari 1912 waren daar
reeds 1068 min of meer volledige minima waargenomen
van 34 Algol-stexren, terwijl 6740 helderheidsschattingen
verricht waren van 25 kortperiodische en 9540 van 62
langperiodische variabelen.

Met uitzondering van de weinige, die zoo helder zijn
dat ze reeds op oude sterrenkaarten met een bepaalde letter
zijn aangeduid, worden de veranderlijke sterren als regel
benoemd met enkelvoudige of gecombineerde Latijnsche
hoofdletters, voornamelijk uit het laatste gedeelte van het
alfabet. Zoo heeten de drie meest bekende sterren der vierde
klasse U Geminorum, SS Aurigae en RU Pegasi.

Omtrent de fysische oorzaken der lichtwisselingen tast
men bij de drie laatstgenoemde klassen voorloopig in het
duister; van het ontstaan der lichtkromme van de eerste

klasse is de verklaring reeds jaren geleden gegeven. Van
A lgol zelf vernamen wij reeds op bldz. 394 dat ze een spec-
troscopische dubbelster is, waarbij eene regelmatige licht-
wisseling noodzakelijk moet optreden, indien het baanvlak
slechts een kleinen hoek maakt met onze gezichtslijn en
een begeleidster dus op periodiek terugkeerende tijdstippen
een deel van het licht der heldere ster komt onderscheppen.
Alle waargenomen lichtkrommen van Algol-sterren zijn
te verklaren uit de onderstelling, dat zich ook bij haar
een dergelijk periodiek verduisterings-proces afspeelt, dat
echter afhankelijk is van de betrekkelijke grootte en hel-
derheid der componenten en van den stand van het baan-
vlak t. O. V. onze gezichtslijn en daardoor tot allerlei
verschillende vormen van Algol-krommen aanleiding geeft.
Wij geven in Fig. 113 en 114 eenige berekende en waarge-
nomen Algol-krommen, waaruit de waarde der onderstelling
duidelijk blijkt. Wij moeten er echter bijvoegen dat door
de geringe helderheid van de meeste Algol-sterren hare
dupliciteit spectroscopisch niet is aangetoond en dat in
vele gevallen onregelmatigheden in de lichtwisselingen op-
treden, die alleen door nieuwe, bijkomende, onderstellingen
omtrent de gedragingen van dergelijke dubbelsterren min
of meer verklaard kunnen worden.

Het spectrum der A/g-oZ-veranderlijken is zonder uitzonde-
ring dat der witte Helium- of Waterstofsterren en de uit
de elementen der stelsels te berekenen dichtheden blijken,
in overeenstemming met het ontwikkelingsstadium waarin
men zich het i®\'® spectraaltype denkt te verkeeren, zeer gering
te zijn.

Ook van de heldere sterren der tweede klasse, die der kort-
periodische veranderlijken, weet men dat ze zonder uitzonde-
ring spectroscopische dubbelsterren zijn, waarvan de omloops-
tijden met de perioden der lichtwisseling overeenkomen;
de maximale helderheid wordt hier waargenomen als de
ster ons zoo snel mogelijk nadert, het minimum wordt
waargenomen op het tijdstip dat zij zich zoo snel mogelijk
van ons verwijdert, en men mag dus met reden onderstellen,

dat, al is bij deze sterren de lichtvermindering niet door een
verduistering te verklaren, zij toch ook hier ontstaan moet
mt een of ander proces dat met de dupliciteit der sterren
verband houdt. Men heeft dan ook de verklaring gezocht
m een mogelijke eb- en vloedbeweging in de dampkringen
der dicht om elkaar heen wentelende sterren, welke gepaard
zou gaan met een veranderlijke lichtabsorptie, of wel men

heeft zich een gemeenschappelijk weerstandbiedend gas-
omhulsel gedacht, waarin de vóórzijde der voortsnellende
ster een hoogere temperatuur zou krijgen. Daarbij vereischt
echter elke onderafdeeling van deze klasse een afzonderlijke
verklaring; vooral die voor het ß Lyrae type is niet gemakkelijk
te geven, daar zij gepaard moet gaan met eene verklaring
van het zeer samengestelde spectrum, een absorptiespec-
trum van het i«« type, waarin echter naast de lijnen van
helium en waterstof emissieZi/nen van deze zelfde gassen
optreden, terwijl de afstanden tusschen de donkere en heldere

lijnen aan veranderingen onderhevig zijn, welke geen direct
verband met de lichtwisselingen schijnen te hebben.

fig. 114. waargenomen algol-krommen.
In horizontale richting beteekent S:od.i = 2U.4; in verticale richting
staat de amplitude in grootteklassen.

Het spectrum van de groepen a en ö der kortperiodische
veranderlijken is gelijk aan dat der zon.

Van de sterren der derde klasse, die der langperiodische
veranderlijken, heeft men twee merkwaardige eigenschappen
ontdekt, waarmede eene eventueel later te geven verklaring
der lichtwisseling rekening moet houden. De eerste eigen-

schap is deze, dat de kleur der sterren door een hooger num-
mer uit de kleurenschaal wordt aangegeven naarmate de
periode langer is. Voor perioden van ongeveer 270 dagen
is de kleur 2®, voor die van ongeveer 340 dagen is ze 5quot;= ,
terwijl sterren waarvan de fase der lichtwisseling eerst
na ongeveer 420 dagen weder dezelfde is, het diepe rood 8 lt;=
hebben aangenomen. De tweede, doorNijland gevonden, eigen-
schap is deze: de waargenomen perioden groepeeren zich om
haar gemiddelde naar de wetten der kansrekening. Wanneer
men op de een of andere wijze aan een groot aantal sterren
eene periodiek wisselende helderheid kon geven en daarbij de
bedoeling had, de periode 300 dagen te doen bedragen, dan zou
het na afloop van dezen arbeid blijken dat men zich daarmede
herhaaldelijk vergist had, d. w. z. dat er allerlei toevallige
fouten waren opgetreden, waardoor de gewenschte periode
een zekere afwijking had gekregen. Groote afwijkingen
zouden weinig, kleine zouden veelvuldig voorkomen en het
aantal perioden, dat een bepaald bedrag van 300 zou af-
wijken, zou van te voren met groote waarschijnlijkheid te
voorspellen zijn. Omgekeerd: wanneer bepaalde afwijkingen
van 300 inderdaad bij hetzelfde aantal perioden wordt
waargenomen als uit de toepassing der Waarschijnlijkheids-
rekening volgt, dan heeft men het recht daaruit af te leiden,
dat ook inderdaad de bedoeling heeft voorgezeten de periode
300 dagen te maken, en dat ook de waargenomen afwijkingen
daarvan als „toevalligequot; fouten zijn op te vatten.

In dit geval nu verkeeren de M/ra-variabelen en de beide
genoemde eigenschappen wijzen er op, dat zij een stelsel
vormen, dat dus de lichtwisseling van alle, althans in de hoofd-
trekken slechts ééne, gemeenschappelijke verklaring be-
hoeft. Ook deze is intusschen nog niet gegeven; meestal
neemt men daartoe in eersten aanleg een rotatie van de
zich in een vergevorderd ontwikkelingsstadium bevindende
sterren om hare assen aan, terwijl in de sterren zelve, evenals
in onze zon, maar in heviger mate, een of ander activiteits-
proces werkzaam is. Bij de pogingen om dit juister te preci-
seeren komen dan echter dezelfde partijen scherp tegenover

elkaar te staan, die zooals wij in het Elfde hoofdstuk leerden,
ook voor de zonneverschijnselen zeer uiteenloopende ver-
klaringen geven.

Het spectrum van Mira is een absorptiespectrum van
Secchi\'s type, waarin heldere lijnen van waterstof,
ijzer en enkele andere elementen optreden; de maximumfase
kenmerkt zich door een krachtiger optreden der waterstof-
lijnen, die daarbij vaak verdubbelingen ondergaan, de mini-
mumfase door een krachtiger optreden der metaallijnen.
Het is een spectrum, dat zoo duidelijk getypeerd is, dat men
uit de waarneming ervan zoo goed als zeker tot de variabili-
teit van de ster, die het uitzond, besluiten kan. Op deze wijze
zijn (bldz. 398) talrijke langperiodische veranderlijken
spectrografisch ontdekt.

Wanneer plotseling een onzichtbare of zeer zwakke ster
met enorme snelheid opvlamt tot een opvallende ver-
schijning aan den hemel, om na korten tijd langzaam
en met schommelingen in helderheid te verminderen tot
een nauwelijks waarneembaar hemellicht, dan spreekt
men van een nieuwe ster. De beschreven Hcht-
kromme is kenmerkend voor alle; de „Novaquot; die in 1901 in
Perseus zichtbaar werd, bereikte in twee etmalen hare
400.000-V0udige helderheid, welk proces haar van een
onbeteekenend hemelHcht bracht tot een luister, welke
dien van Capella overtrof. Zij behield dezen slechts enkele
uren en begon toen zwakker te worden; 4 maanden na
hare opvlamming werd ze onzichtbaar voor het bloote oog
en is thans weder tot haar oorsponkelijke onbeduidendheid
teruggekeerd. In 1572 had een dergelijk verschijnsel plaats
in het sterrenbeeld Andronieda, dat het boven beschrevene
nog in glans overtrof; de nieuwe ster werd toen helderder
dan Venus in hare maximale helderheid en bleef bijna li-
jaar zichtbaar voor het bloote oog. Vooral in de ig\'^^ eeuv/
zijn talrijke (12) verschijningen van nieuwe sterren opge-
merkt, waarvan alleen die van Auriga en Perseus uitvoerige

gegevens geleverd hebben voor de beantwoording der vraag
hoe men zich het ontstaan en het verloop van een dergelijke
gebeurtenis denken moet. Den 23sten Augustus 1901, toen
Nova Persei reeds lang niet meer zichtbaar was voor het bloote
oog, ontdekte Wolf te Heidelberg op eene fotografische
opname dat zij in contact was met nevelachtige licht-
plekken, die een rnaand later tot uitgebreide spiraalvormige
nevelmassa\'s bleken te zijn uitgebreid. Deze nevels schenen
zich met duizelingwekkende snelheid van de ster te ver-
wijderen en deze bewegingen, zoowel als de wording en
vervorming van den nevel, het voortdurend veranderende
spectrum en de met de helderheidswisselingen gepaard
gaande kleurveranderingen hebben eene bevredigende ver-
klaring van het verschijnsel in den weg gestaan. Ook hier
weer levert het interpreteeren van waargenomen verschui-
vingen, verbreedingen en vervormingen der spectraallijnen en
het gedrag der heldere lijnen de grootste moeilijkheden op.

Wij kunnen derhalve dit hoofdstuk besluiten met de
verklaring, dat de veranderlijke sterren ons tal van problemen
ter beantwoording voorleggen, die ons voorloopig\'te moeilijk
zijn. Van de waarde en de strekking daarvan kan men
zich reeds rekenschap geven door te bedenken wat wij van
de spectra en de kleuren der hoofdklassen gezegd hebben.
Waarom zijn de sterren die ons een verduistering toonen
uitsluitend witte sterren, twee zaken die oogenschijnlijk
in geen enkel verband tot elkaar staan; waarom vertoonen
de gele spectroscopische dubbelsterren geen verduisteringen
zooals hare witte naamgenooten, en waarom is geen enkele
Mzra-veranderlijke spectroscopische dubbelster?

Zoo treedt uit de zoo eenvoudig opgezette waarneming
der lichtwisselingen het vraagstuk naar voren, of de banen
van dubbelsterren vervormd worden naar gelang zij ouder
worden en bij de pogingen om deze vraag te beantwoorden
zullen weer andere problemen om oplossing komen vragen,
waarop de menschelijke geest zich te scherpen heeft.

pOOR de sterrenbeelden Cassiopeia, Perseus,
Wagenman, Tweelingen, Eenhoorn, Groote Hond,
Argo, over het Zuiderkruis, langs de grens van
Centaurus, door de Schorpioen en den Schutter
en de beelden Ophiuchus, Arend, Zwaan
en Lephcus, loopt een breede, onregelmatige, melkwitte
lichtband, die zich vooral aan waarnemers die niet behoeven
te verblijven op den bodem van een met stof en waterdamp
bezwangerde luchtzee, openbaart als een schouwspel van
nooit volprezen waardigheid en pracht. Deze melkweg
vertoont zich, in grove trekken beschreven, over ^/g van
zijn lengte als één enkele band, en over ^/g daarvan als
twee evenwijdige banden die van a Centauri tot e Cygni
loopen en welker tusschenruimte bij\' nauwkeurige bestu-
deering met een zeer fijne lichtgevende materie is opgevuld.
Deze splitsing blijkt echter bij nadere beschouwing niet de
eenige onregelmatigheid te zijn; in allerlei grillige windingen,
nu eens met sterk stralende verdichtingen, dan weer met
donkere d. i. nagenoeg sterrenlooze lanen i) is deze licht-
strook als een hemelschen chaos tegen de sfeer geprojec-
teerd en het mysterie van haar wezen is nooit geopenbaard
geworden.

1) In het Zd.deel bevinden zich enkele volkomen donkere onder-
brekingen van den Melkweg, o.a. eene zeer opvallende bij het Zuiderkruis,
deze heeten de kolemakken (zie bldz. 63).

Geometrisch gesproken is de melkweg ten naastenbij een
groote cirkel, waarvan zich de Noordpool bevindt in het
Hoofdhaar van Berenice en de Zuidpool bij de ster a van
de Beeldhouwerswerkplaats, Een nauwkeurige bestudeering
leert echter, dat de zon niet in, maar iets ten Noorden van
het vlak van den melkweg staat.

Een telescopische beschouwing van dezen gordel leert,
dat het waargenomen matte lichtschijnsel afkomstig is van
millioenen dicht opeengedrongen zwakke sterren, vaak
in niet te tellen aantal in het kijkerveld verschijnende;
het valt echter reeds bij een vluchtige beschouwing op, dat
de lichtuitstraling niet gelijkmatig is over de geheele lengte
van den gordel, dat deze zelf dus waarschijnlijk niet homo-
geen is en eerder een bonte mengeling van grootere en
kleinere gebieden van ongelijke dichtheid.

De melkweg is dus de projectie aan de sfeer van een
groepeering van sterren, waarvan men de werkelijke ge-
daante niet kent. Ongetwijfeld echter moet deze groepeering
van groote fysische en dynamische beteekenis voor ons
geheele sterrenstelsel zijn. Verschillende waarnemings-
resultaten wijzen daar op; zoo bevinden zich bijna alle
straks te bespreken sterrenhoopen in-, de meeste nevel-
vlekken ver van het vlak van den melkweg en dit bevat
èn de bewegingsrichting der zon èn die der sterrenstroomen
van Kapteijn; zoo zijn de sterren van dezen gordel in over-
wegend aantal blauwwitte Waterstof-sterven en zoowel het
aantal zwakke sterren als de breedte van de lichtbanden,
schijnen bij het gebruiken van krachtiger instrumenten
niet meer in dezelfde verhouding toe te nemen. Uit het
geprojecteerde beeld alleen kan men echter den werkelijken
vorm niet afleiden en voor een onderstelling daarover is
men voorloopig aangewezen op de waargenomen dicht-
heids- en helderheidsverschillen der opvolgende deelen.
Zoo kan men bijv. uit de helderheid en uit tellingen van
sterren in bepaalde melkweg-deelen afleiden, dat de strook
die door den Zwaan en den Arend loopt, en uit twee takken
bestaat, niet overal op denzelfden afstand van ons ligt, zoodat

het deel in den Arend veel verder verwijderd moet zijn dan
de overige deelen. Onze landgenoot Easton te Amsterdam,
die jaren lang zonder optische hulpmiddelen den melkweg
bestudeerd en in al zijn grillige vormen op voortreffelijke
wijze in kaart gebracht heeft, denkt zich de werkelijke
gedaante als een spiraalvormige groepeering (Fig. 115) waar-
van de kern in de richting van het sterrenbeeld Zwaan
ligt en waarvan men zich de windingen\'\'zóó denken

kan, dat inderdaad het waargenomen projectiebeeld ontstaat;
bovendien is het hem in 1912 gelukt een zoo homogeen
mogelijke fotografische overzichtskaart van den melkweg-
gordel samen te stellen uit de aan verschillende sterren-
wachten der beide Halfronden verkregen opnamen. Hij
kwam daarbij tot de verrassende ontdekking niet alleen, dat
de gefotografeerde melkweg zeer veel overeenkomst vertoont
met den visueel waargenomenen maar dat ook aan

kijkers mei objectieven van verschillende grootte en met ver-
schillende belichtingstijden tot in bijzonderheden overeen-
stemmende beelden worden verkregen. Dit was a priori niet
te verwachten; men zou meenen, dat als men op een kort
belichte plaat een op een bepaalde wijze „geteekendequot;
groepeering krijgt, dit beeld op een lang belichte plaat onher-
kenbaar wordt, doordat nu ook de minder volle plekken
geheel met sterrenindrukken gevuld worden, waardoor de
„teekeningquot; verloren gaat. Dit is echter niet het geval;
van twee opnamen van hetzelfde melkweggamp;hied bijv., de eene
verkregen met een belichting van 3, de andere met een van
13 uur, vertoonde de laatste ongeveer drie maal zooveel
sterren als de eerste, maar de kenmerkende vormen van
het gebied, de lichtverhoudingen, in het kort: de teekening
waren onveranderd gebleven. Met behulp van deze foto-
grafische compilatiekaart van den melkweg, de eerste in
haar soort, hoopt Easton in staat te zijn, den bouw van de
door hem gedachte spiraalvormige groepeering nader te
kunnen preciseeren.

Wij geven in Fig. 116 een der fraaie melkwego^viamen
van Barnard, waarin zich een opvallend sterrenarme ruimte
bevindt en de grillige lichte groepeeringen doorsneden door
geheimzinnig donkere lanen, in volle majesteit zichtbaar
zijn.

Tot de wonderlijke eigenschappen van den melkweg-
gordel behoort ook deze, dat zich daarin of inde onmiddellijke
nabijheid er van, in grooten getale dichte opeenhoopingen
van sterren bevinden, waaraan men in tegenstelling met
de lossere sterreng r o e p e n den naam van sterrenh 00 p e n
gegeven heeft; wij hebben ze in den loop van onze hemel-
beschrijving reeds meer dan eens moeten noemen. Hun
bouw is als regel geheel verschillend van die van de Pleiaden
en Praesepe, die wij in het Derde hoofdstuk ontmoet hebben;
m allerlei grillige vormen, maar soms in een nagenoeg

1) Dergelijke afbeeldingen komen het meest tot haar recht als men ze
op een afstand van 2 tot 3 Meter bekijkt.

\'ii^^i,-/\' ■ ■■■■ 4-if-\' \' \'-r : W--nbsp;■ lt;nbsp;. , ,nbsp;- .

. »»Tfii\'-/VTMB

\'•quot;\'À\'\'\',\' \'

volkomen ronde gedaante met centrale verdichting, vertoonen
zij zich in het veld van den kijker en hun beeld vertoont
vooral op de fotografische plaat met groot gezichtsveld
een verrassende tegenstelling met de vaak sterrenarme

Een van de fraaiste sterrenhoopen is die welke zich
tusschen C en jj Herculis ( rt 5 bldz. 50) bevindt en
waarin binnen een cirkel van 4\' middellijn met minder
dan 5000 sterren te tellen zijn. Deze sterrenhoop is voor
het bloote oog zichtbaar; hij wordt nog overtroffen door den
sterrenhoop co Centauri, die voor bewoners van het Zuidelijk
Halfrond gemakkelijk met het bloote oog zichtbaar is en
waarin de centrale sterren onmogelijk meer te tellen zijn.
Het is deze sterrenhoop, waarvan wij op bldz. 405 ver-
meldden dat hij een groot aantal veranderlijke sterren
herbergt, maar dit is niet de eenige bijzonderheid; m de
helderheden van zijne sterren schijnen (en andere sterren-
hoopen vertoonen dit in nog sterker mate) twee bevoor-
rechte grootten op te treden, terwijl men verwachten zou
dat van een bepaalde maximale helderheid af alle
trappen van lichtsterkte even talrijk vertegenwoordigd

Het „uitmetenquot; van dergelijke hemellichten is uiterst
moeilijk en kan alleen met veel tijd en geduld op fotogra-
fische platen geschieden; de lossere, de z. g. „verspreidequot;
sterrenhoopen en vooral de sterren^roepen, leenen zich daartoe
veel beter en van hen kunnen ook visueel met de ons bekende
middelen (micrometer of heliometer) de plaatsen der sterren
bepaald worden. Dit werk is van groote waarde omdat het
leiden kan tot de beantwoording der vraag of de groepeermg
werkelijk bijeenhoprt en of ze geplaatst is in ons sterren-
stelsel. Er is een tijd geweest, waarin het een geliefd beeld
was een compacte sterrenhoop voor te stellen als een af-
zonderlijk Heelal, door ons op een afstand van duizenden,
misschien millioenen lichtjaren bekeken. Dit beeld wordt
thans niet meer gebezigd; zoowel door hun samenhang met
den melkweg als uit enkele parallaxismetingen heeft men

de overtuiging gekregen dat de sterrenhoopen deel uitxnaken
van ons eigen sterrenstelsel. Dat zij werkelijk een fysisch
stelsel vormen is voor de compacte sterrenhoopen vooreerst
zeer waarschijnlijk om het groote aantal, maar het wordt
ons vaak a. h. w. gedemonstreerd, waar wij de naaste om-
geving zich zien kenmerken door een gebrek aan sterren,
alsof, nadat eenmaal de kern van den sterrenhoop zich
gevormd had, de naburige sterren zich ten slotte door de
werking der graviteit alle daaromheen samengevoegd hebben.

Voor de verspreide sterrenhoopen en voornamelijk voor
de sterrengroepen met hare heldere sterren, heeft men de
bedoelde aanwijzingen ook in andere richtingen gezocht
en grootendeels gevonden. Zoo leidden Kapteijn en de Sitter
voor de parallaxis van de op bldz. 58 genoemde sterren-
hoopen in Perseus en voor die der Hyaden meetbare be-
dragen af; zoo vond Elkin (1896) uit eene vergelijking
van zijne PZemdenmetingen met die welke Bessel 55 jaar
vroeger verricht had, dat van 52 door beide waargenomen
sterren, er 46 ongeveer eene even groote en gelijkgerichte
schijnbare E. B. hebben en daar ook de radiale E.B. der
heldere sterren dezelfde gebleken is, zijn meer bewijzen
in dit geval haast overbodig. Eene vergelijking der spectra
kan, a priori beschouwd, niet veel waarde hebben, daar ook,
al zou het aanvangsstadium van alle sterren hetzelfde zijn,
toch de verdere ontwikkeling tengevolge van het verschil
in afmetingen anders zou verloopen; des te merkwaardiger
is het daarom, dat de -PZemden-sterren, die blijkens de eigen
bewegingen bijeen hooren, ook hetzelfde spectrum, n.1. dat
der witte iïeZmmsterren, uitzenden en dat er van 204 onder-
zochte sterren van een sterrenhoop van den Zuidelijken
hemel niet minder dan 190 van hetzelfde spectraaltype bleken
te zijn! Bij Praesepe en de zeer verspreide groep die wij als
sterrenbeeld Coma Berenices hebben leeren kennen, is\'
een dergelijke opvallende overeenkomst in de uitgezonden
spectra nzeZ aanwezig.

Lichte plekken, die men ook met de krachtigste kijkers
niet in sterren kan oplossen, duidt men als nevelvlekken
aan. Of dit echter inderdaad een afzonderlijke klasse van
hemellichten is, of dat het sterrengroepeeringen zijn, zóó
dicht bijeen, dat de enkele sterren niet meer te onderscheiden
zijn, is een vraag die alleen spectroscopisch kan worden
uitgemaakt. Dit onderzoek leert, dat de nevels naar haar
spectrum in twee groote groepen te splitsen zijn:

1.nbsp;de groene nevels, die een zeer karakteristiek emis-
sie-spectrum op een zwak continuen ondergrond uitzenden,
welk spectrum, behalve tal van bekende lijnen, twee meestal
zeer heldere onbekende lijnen in het groen bevat. Te zamen
met enkele heldere waterstof- en heliumlijnen zijn zij
kenmerkend voor de geheele groep; het fraaiste exemplaar
daarvan is de in Fig. 117 afgebeelde nevelvlek van Orion
(zie ook Krt 9 bldz. 5Ó)

2.nbsp;de witte nevels die een continu spectrum uitzenden
zonder eenige aanduiding van emissie- of absorptielijnen.
Deze klasse is het fraaist vertegenwoordigd door den in Fig.
118 afgebeelden nevel van Andromeda (zie ook Krt 4 bldz. 49)

Naar hunne gedaante onderscheidt men de nevelvlekken
in drie groepen, waarvan de i®\'® en uit groene, de 2^®
uit witte nevels bestaat.

terwijl nevelstof in het Heelal bovendien in den vorm van
grillig gevormde sluiers voorkomt en als omhulsel van enkele
zwakke sterren (z.g. nevelsterren).

Tot de onregelmatige nevelvlekken behoort o. a. de Orion-
nevel. Deze beroemdste en schoonste van alle nevels is
in 1618 door Cysatus tijdens de waarneming van eene komeet
ontdekt; hij is daarna herhaaldelijk afgebeeld, het eerst
door Huygens in 1656. Reeds dadelijk trok daarbij eene
groepeering van vier sterren, die de hoekpunten van een
trapezium vormen, de aandacht; in het begin van de 19 ®

eeuw bleek deze ster niet vier- maar zesvoudig te zijn.
De Orion-nevel is de eerste die gefotografeerd is geworden,\'
n.1. door Drap^r in 1880, meteen belichtingstijd van 51 min.
Bij langere exposities blijken zich de van de centrale nevel-
wolk vertakkende gebogen nevelstrepen tot ringen bijeen
te voegen, en het geheele sterrenbeeld Orion blijkt in fijne
nevelstof, die zich tot de Pleiaden uitstrekt, gehuld te zijn.
Ook de Pleiaden zeil ^ijn in dergelijke nevelsluiers gewikkeld,
waarvan er een in 1859 visueel, de andere na ettelijke uren
expositie fotografisch gevonden zijn. Fig. 119 geeft eene
opname van Barnard waarop deze nevels zichtbaar zijn
en waarin men het Zevengesternte nauwelijks meer her-
kennen zou.

Een zeer merkwaardige onregelmatige nevelvlek bevindt
zich in den Zwaan, aan den rand van den melkweg enkele
graden ten Oosten van Deneb. Deze nevel (Fig. 120) was in
den grooten spiegeltelescoop van William Herschel ternau-
wernood zichtbaar, maar ontpopte zich een eeuw later op
een opname van Wolf als een totografisch zeer heldere en
uitgebreide nevel, die naar zijne eigenaardige gedaante de
Noord-Amerika-neyel genoemd wordt.

Terwijl van de onregelmatige nevels de werkelijke vormen
met kunnen worden nagegaan, zijn die der twee volgende
klassen juist door hunne gedaante gekenmerkt. De spiraal-
vormige nevels ontbreken in de catalogi der beide Herschels
en eerst omstreeks 1840 bemerkte Rosse, die een zeer grooten
spiegeltelescoop tot zijne beschikking had, bij sommige nevels
een wervelstructuur; daar dit in kleinere kijkers dan den
zijnen niet zichtbaar was, werd aan zijne bewering niet veel
geloof geslagen, maar later heeft de fotografie haar glansrijk
bevestigd. De spiraalvormige nevels, voornamelijk de zeer
lichtzwakke, zijn bij duizenden aan den hemel te vinden in
allerlei verschillende projectievormen. Fig. 121 geeft den
bekenden spiraalnevel in de Jachthonden, ongeveer 4° ten Z.W.
van fj Ursae maioris, welks vlak ongeveer loodrecht staat
op on^e gezichtslijn, waardoor de windingen zoo gunstig
mogelijk te voorschijn treden. In den Andromeda-nevel

daarentegen zien wij waarschijnlijk een spiraalnevel, welks
vlak nagenoeg samenvalt met de gezichtslijn, waardoor wij de
windingen nauwelijks meer geopend zien kunnen. De spiraal-
nevels kenmerken zich door een centrale verdichting van
waaruit diametraal tegenover elkaar twee windingen in
denzelfden zin uitstroomen, die zelve vaak weder verdich-
tingen, (,,nevelkluwensquot;) bevatten; hun spectrum is
zeer samengesteld, alsof een absorptie- en emissiespectrum
gezamenlijk op een continuen ondergrond zichtbaar zijn.

De ringvormige nevels hebben hun heldersten vertegen-
woordiger in dien, welke tusschen ß en y van de Lier
zichtbaar is (Fig. 122). Herschel, die de ruimte binnen den
ring ledig waande, noemde hem de ,,doorboorde nevel-
vlekquot; en eerst Rosse bemerkte dat deze ruimte met ijle
nevelstof gevuld is. Dit werd fotografisch bevestigd; tevens
bleek toen, zooals reeds op bldz. 153 vermeld is, het bestaan
van de sterk actinische centrale ster, die visueel ongeveer
15®.5 en dus alleen in zeer krachtige kijkers zichtbaar is.
Van dergelijke ringnevels kent men er slechts een vijftal,
maar het leidt geen twijfel of de planeetvormige nevelvlekken,
die vooral de laatste jaren door haar spectrum op de opnamen
met het prisma-objectief ontdekt worden, behooren tot
dezelfde klasse. Zij zijn zeer klein, hoogstens 30quot;, en ver-
toonen dezelfde sterk actinische kernen als de ringnevels.

Uit den samenhang van nevels en sterren, hun groepee-
ring ten opzichte van den melkweg en uit het feit dat de
radiale snelheden van gene ongeveer dezelfde bedragen
hebben als die van deze, meent men te mogen af-
leiden dat de nevels, evenals de sterrenhoopen, tot ons
sterrenstelsel behooren. Direct gemeten parallaxen zouden
dit definitief kunnen uilmaken, maar voor de meting daarvan
zijn de objecten te moeilijk en een positief resultaat is dan
ook niet gevonden. In elk geval echter zijn de nevels naar
onze begrippen reusachtig groot; binnen den ringnevel
van ie Lier is plaats voor ons geheele zonnestelsel en het
helderste gedeelte van den Orion-nevel heeft een middellijn.

Intusschen loopen de meeningen of alle nevels tot ons
sterrenstelsel behooren uiteen; ook naar hunne plaatsing
en gedragingen in het Heelal zijn de verschillende indeelingen
merkbaar. De groote en planeetvormige groene nevels
bevinden zich in de nabijheid van den melkweg en ken-
merken zich door sterrenarme omgevingen; de witte nevels
schijnen daarentegen geen enkel verband met de hen om-
ringende sterrenmassa\'s te toonen. De duizenden zwakke
spiraalvormige nevels zijn in sterke mate Mj de polen van
den melkweg opeengehoopt, zóó sterk dat Wolf daar op eene
oppervlakte van slechts 30 vierkante graden 1728 kleine
nevelvlekken fotografisch ontdekte!

Kan men zich hieruit eenigszins een beeld vormen van
de rol der nevelvlekken in de processen van het Heelal,
over het wezen en het lichtend vermogen van deze hemel-
vormen tast men volkomen in het duister. Zeer waarschijnlijk
echter is de temperatuur er zéér laag, de lichtuitzending
uiterst gering, en alleen bemerkbaar op zulk een grooten
afstand, doordat millioenen Kilometers diepe lagen daartoe
samenwerken.

Wij vallen onze hemelbeschrijving niet besluiten zonder,
zij het dan ook met een enkel woord, te spreken over de
pogingen, die sedert enkele jaren gedaan worden om eenige
orde te scheppen in den chaos van losse gegevens over het
wezen der sterren, en daardoor den weg te banen, die vroeg
of laat leiden zal tot een inzicht in den bouw van het sterren-
stelsel, of, zooals een geliefkoosde uitdrukking luidt, van
„het zichtbare Heelal.quot; Dat, afgescheiden van den opvallen-
den melkweggordel, de sterren niet in alle richtingen in
even grooten getale zichtbaar zijn, leert reeds een eenvoudige
beschouwing met het bloote oog, en in het laatst der 19\'\'®

1) De parallaxis van den eersten nevel is daarbij gelijk ondersteld
aan die van de centrale ster, die van den tweeden nevel gelijk aan die
der trapezium-sterren.

eeuw leidde W. Herschel het af uit zijn telescopische peilingen,
d. w. z. uit het onderzoek naar het aantal sterren, dat in
verschillende richtingen in het veld van zijn grooten reflector
zichtbaar was. Aannemende dat het zien van méér sterren
in een bepaalde richting beteekent dat het sterrenstelsel
in die richting grootere diepte bezit, trachtte hij er de ruwe
omtrekken van te ontwerpen. Het spreekt echter vanzelf,
dat eerst wanneer men van de in verschillende richtingen
zichtbare sterren de afstanden kent, een dergelijk beeld zuiver
ontworpen kan worden. Het onderzoek moet dus allereerst
gericht zijn op het meten van een zeer groot aantal parallaxen
van zwakkere sterren. Om dan het beeld te kunnen vol-
tooien, moet men het verband kennen tusschen de verschil-
lende elementen der sterren; wij leerden als zoodanig reeds
kennen het duidelijk uitgesproken verband tusschen de
kleur van een ster en haar spectrum, maar men kan zich
bijv. ook de vraag stellen of de eigen beweging der sterren
verband houdt met haar spectrum en dus met de fase van
hare ontwikkeling, en zoo is er meer. Dit alles voert tot
den opzet van een ,,sterrenstatistiek,quot; waaruit eerst na vele
jaren goed gedocumenteerde gevolgtrekkingen gemaakt
kunnen worden. Het is duidelijk, dat een dergelijke statistische
onderneming volgens een vast plan geschieden moet door
een uitgebreide coöperatie van werkers, en het is een stree-
lende gedachte te weten dat het schema voor deze coöperatie
door een Nederlander, Prof. Dr. J. C. Kapteijn, te Groningen,
is ontworpen. Gedurende de laatste vijf jaren werken
vele sterrenkundigen in verschillende deelen van de wereld
volgens de voorschriften en onder de controle van onzen
beroemden landgenoot.

„Astronomische Zentralstellequot; 316.
,,Astronomische Nachrichtenquot; 281.
Astronomische gebeurtenissen 441.
Astron. Gesellsch. Catalogus 358.
Avondster 87.

„Bonner Durchmusterungquot; 357.
Boven conjunctie 88.
Buigingsspectra 140.
Buitenplaneten 84, 94.

„Cape Durchmusterungquot; 358.
„Carte du Cielquot; 359.
Chromosfeer 196, 208.
Circumpolairsterren 19.
Cluster-veranderlijken 404.
Coelostaat 210.
Conjuncties planeten 98.
„Cordoba Durchmusterungquot; 358.
Corona 201, 209.

Dagboog 16.
Declinatie 16.
Dierenriem 40, 63.
Doppler-Fizeau 151.
Dubbelrefractor 159.

Ecliptica 25, 37.
Ecliptica-kaarten 281.
Eclipticapool 47.

Eigen bew. der sterren 366, 373, 376.

Eigen bew. der zon 366.
Elementen groote planeten 82.
Elongatie 88.
Emissiespectra 143.
Eros 183.

„Farbentönungquot; 357.
Fechner. Wet van — 346.
Fonkelen der sterren 73.
Fotografisch museum 1S4.
Fotogr. fotometrie 355.
Fotometers 344, 349, 351.
Fotosfeer 190, 202.
Foto-visueele lens 155.

„Gegenscheinquot; 342.
Golflengte 138.
Gregoriaansche kalender 115.
Grootcirkelboog 10.
Grootteklassen 34S.

Harvard Photometry 351.
Heliakische opkomst 50.
Helderheid 345.
Heliometer 126.
Hemelaequator 13.
Hemelpool 12.
Hoogte en Azimuth 2.\\.
Horizon 12.

Juliaansche kalender 115.
Juliaansche periode 103.
Jupiter-fotografieen 291.
Jupiter-kometen 317.
Jupiter-satellieten 291.

Kegelsneden 312.
Kepler. Wetten van — 79, So.
Kleurenfotogr. der Maan 246.
Kleurenfotogr. van Mars 278.
Kleurklassen 353.
Kolenzakken 63.
Kometenstaarten 324.
Kometenzoeker 130.
Knoopenlijn 179.
Kortper. veranderlijken 403, 407.

Maanbeweging 5.
Maansverduisteringen 229, 232,
Mars-dampkring 272.
Mars-fotografieën 270.
Mars-satellieten 279.
Meridiaancirkel 121.
Meridiaanvlak 13.
Meridiaanzaal 135.
Micrometer 125.
Middelbare tijd 102.
Mira Ceti 61, 397.
Morgenster 87.
Mount Wilson Obs. 162.

Nachtboog 16.
„Nautical Almanacquot; 297.
Neptunus-kometen 318.
Neptunus-satellieten 310.
Nevels, groene — 427.
witte — 427.
„ onregelmatige — 427.
,, planeetv. — 435.
„ ringv. — 43S.

Nevels, spiraalv. — 428.
Nevelsterren 427.
Newton. Wet van — 80.
Nichols 345.
Nieuwe sterren 411.

Objectiefprisma 141.
Omkeerende laag 201.
Ontd. van planetoïden 282.
Ontv/ikkelingsgang der sterren 387.
Opkomst en ondergang 3.
Oppositie 94.

Paaschdata 440.
Parabolische snelheid 313.
Parallactische kijker 124.
Parallaxis der zon 176.
Parallaxis der sterren 27, 360.
Perigeum 228.
Perihelium 84.
Periodieke kometen 317.
Periodiciteit der zonnevlekken 196.
Perseïden 58, 333.
Planetenbewegingen 6.
Polarisatiemetingen 246.
Polen 9.

„Potsdamer Generalkatalogquot; 349.
Poolshoogte 15.
Praecessie 22, 67.
Prismatisch spectrum 139.
Prismacamera 142.
Protuberansen 196, 208.
Purkinje. Verschijnsel van — 399.

Radiale snelheid 149, 366, 369.
Radiant 332.
Rechtloopend 98.
Rechte klimming 16.
Reflector 131, 162.
Refractie 69.

Refractor 116.
Ring van Saturnus 301.
Roode vlek van Jupiter 289.
Rotatie der Maan 237.
Rotatie van Mars 279.
Rotatie van Jupiter 290.
Rotatie van Saturnus 301.
Rotatie van Uranus 309.

Saturnus-kometen 318.
Saturnus-satellieten 306.
Scheidingsvermogen 121.
Schemering 75.
Schemeringsopkomst 50.
Schuine sfeer 21.
Schijngestalten der Maan 229.
Schijngest. der binnenpl. 92.
Scintilleeren 73.
Seizoenen 30.
Sfeer 7.

Snelheid van het licht 187, 296.
Spectraalfotometer 149.
Spectraalklassen 380.
Spectrograaf 141.
Spectrogram 141.
Spectroheliograaf 143, 216.
Spectrometer 143.
Spectroscoop 141.
Spectrosc. dubbelsterren 396.
Sterbedekkingen 238.
Stereocomparator 284.
Sterrencatalogi 357.
Sterrenstroomen 378.
Sterrenstatistiek 437.
Sterretijd 106.
„Stufenquot;-methode 398.
Synodische omloop 89, 96.
Synodische maand 230.

Teekenproeven op Marsmodel 269.
Tellurische lijnen 202.
Temperatuur van Mars 277.

Vallende sterren 330.
Venus-overgangen 179.
Vergrooting aan den horizon 74.
Verschuiving der -sterrenbeelden 8.

Zichtbaarh. Zodiak, licht 340.
Zomerhalfjaar 85.
Zomersolstitium 34.
Zonnefakkels 195.
Zonnegranulatie 190.
Zonnejaar 26.
Zonnestelsel 79.
Zonnetheorieën 223.
Zonnevlekken 193, 207.
Zonsverduistering 229.
Zuid-tropische sluier 289.

Letter en Beeld	Naam	Letter en Beeld	Naam
a Aquilae	Altaïr	^ Leonis	Denebola
a Argus	Canopus	a Lyrae	Wega
a Aurigae	Capella	a Orionis	Betelgeuze
a Boötis	Arcturus i)	Orionis	Rigel
a Canis maioris	Sirius 2)	y Orionis	Bella trix
a Canis minoris	Procyon	fi Persei	Algol i)
a Cygni	Deneb	a Piscis austrini	Fomalhaut
a Eridani	Achernar	a Scorpii	Antares
a Geminorum	Castor	a Tauri	Aldebaran
ß Geminorum	Pollux 3)	a Ursae minoris	Polaris
a Leonis	Regulus	a Virginis	Spica

Planeet	Wet van Titius	a	e	i	T in jaren	2 R	V	d	0
Mercurius	0.4	0.387	0.206	7°	0\'	0.24	0.382	0.06	0.85	88
Venus	0.7	0.723	0.007	3	24	0.62	0.972	0.92	0.89	d 225
de Aarde	I.O	i.ooo	0.017	0	0	I.OO	I.OOO	I.OO	I.OO	23 quot; 56 quot; 4 \'
Mars	1.6	1.524	0.093	I	51	1,88	0.534	0.15	0.71	24 quot; 37 quot; 23 ^
Jupiter	S-2	5-203	0.048	I	19	11.86	10.92	1309.	0.24	9quot; 55quot;^
Saturnus	lO.O	9-539	0.056	2	30	29,46	9.17	760.	0.13	u m 10 14
Uranus	[19.6]	19.183	0.046	0	46	84.02	4-03	65.	0.22	u r n m 10 [45]
Neptunus	[38 4]	-30-055	0.009	I	47	164.78	4-39	85-	0.20	?

	J. D.	Duur van het	Duur van het
Datum
	241	Winterhalfjaar	Zomerhalfjaar
	d
1908 Maart 20,5	8021.5		d 186.4
Sept. 22,9	8207.9	d 178.8
1909 Maart 20,7	8386.7		186.5
Sept. 23,2	8573.2	178.8
1910 Maart 21,0	8752.0		186.4
Sept. 23,4	8938.4	178.8
1911 Maart 21,2	9117.2		186 4
Sept. 23,7	9303.6

Jaar	Grootste	Grootste	Beneden-	t
elongatie	helderheid	conjunctie	i
1911	7 Juli 45° 29? 0	10 Aug. fase 0. 26 22 Oct. „ 0.27	IS Sept.	}
	25 Nov. 46° 4S\' W			1 513 d } 72 d
ï913	izFebr. 46° 43\' 0	19 Maart „ 0.28 30 Mei „ 0.27	24 April
	3 Juli 45° 44\'W			1 509 d
1914	17 Sept. 46° 27\' 0	23 October ,, 0.26

Tijdruimte	Aantal ontdekk.	Tijdruimte	Aantal ontdekk.
1850—1860	47	1880—1890
1860—1870	52	1890—1900	170
1870—1880	102	1900—1910	225

Datum	Tijdvereff. M. T. —W. T.	Max. fout	Datum	Tijdvereff. M. T.—W. T.	Max. fout
Jan. 1		3m	22S	I2S	Mei I	_ 2m	SS®	4S
II		7	48	10	11	- 3	45	I
21		11	17	7	21	- 3	39	3
31		13	31	5	31	— 2	38	3
Febr. lo		14	24	I	«funi 10	— I	S7	5
20		14	0	3	20	I	9	5
Maart 2		12	26	5	30	3	16	S
12		10	3	7	Juli 10	5	I	4
22		7	10	7	20	6	5	2
April I		4	7	8	30	6	IS	I
II		I	14	7	Aug. 9	\' 5	25	4
21	-	I	12	S	19	3	38	5
					29	I	I	8

Datum	Tijdvereff.	Max.
M T —	W T	fout
Sept. 8	— 2111	lOS	9S
18	- 5	40	1 i 9
28	- 9	8	! «
Oct. 8	— 12	15	7
i8	- 14	40	5
28	- 16	5	3
Nov. 7	- 16	IS	2
17	- 15	3	5
27	— 12	27	9
Dec. 7	- 8	40	10
17	- 4	2	12
27	0	56	12

Planetoïde	Albedo	-1 Schijnb. midd.	Werkelijke midd.
Ceres	0.18 1	iquot;.o8	770 K.M.
Pallas	0.23 ^	cquot;.6y	490 „
Juno	1 0.45	0quot;.26	190 ,,
Vesta	0.74	oquot;.54	380 „

qj	T	lt;P		T
-33quot;	9quot;	56m	22.S3	8°	gu	50 m	22.s6
— 26quot;.	9	SS	41- 5	14°	9	55	31- I
— 23°	9	5S	41. 4	28°	9	55	59- 0
— 9°	9	50	23. 0	32°	9	55	28. 7
							_——

Hemellicht j	Schijnbare middellijn	Werkelijke middellijn
Mars	4quot; tot 25quot;	6770 K.M.
Jupiter III	gemidd. iquot;.S	S700 „
Mercurius	5quot; tot 13quot;	4850 „
Jupiter IV	1 gemidd. iquot;.3	4700 „
Titan (bldz. 306)	! gemidd. oquot;.6	4400
Jupiter I	i „	4100 ,,
De Maan	31\'.7quot;	3460 „
Jupiter II	gemidd. oquot;.g	3400 „
Planetoïde Ceres	oquot;.2 tot oquot;.5	770 „

Naam	Ontdekking	Ontdekker	Afstanden in stralen van Saturnus	1 Omloops- tijden
Mimas	1789	W. Herschel	3-1	od	23U
Enceladus	1789	J,	3-9	I	9
Tethys	1684	Cassini	4-9	I	21
Dione	1684		6.2	2	18
Rhea	1672	„	8.7	4	12
Titan	i6SS	Huygens	20.2	15	23
Themis	1904	W. H. Pickering	24.2	20	20
Hyperion	1848	Bond	24-5	21	7
Japetus	1671	Cassini	58.9	79	8
Phoebe	1898	W. H. Pickering	214.4	550	II

Datum	Radiant a \\ Ö	Naam van den zwerm	Bijzonderheden
Jan. 2-3	230°	53°	Draconiden	Snelle beweging; lange banen
April 20-22	271°	33°	Lyriden	Snelle beweging.
Mei 1-6	338°	- 2°	Aquariden	Snelle beweging
Juli 28	339°	— 11°	Aquariden	Langzame bew., lange banen,
Aug. 10-13	45°	57°	Perseïden	Snelle beweging.
Oct. 18-20	92°	15°	Orioniden	Snelle bewegmg.
Nov. 14-16	150°	22° i	Leoniden	Snelle beweging.
Nov. 17-23	25°	43°	Andromediden ■	Zeer langzame beweging.
Dec. 10-12	108°	33°	Geminiden	Snelle beweging; korte banen,

Datum	Uur	Helling ecl./hor.	Datum	Uur	1 Helling ecl./hor.
Januari	I	6u	47°	Juli	I	10 u	18°
	15	6	51		15	10	15
Februari	I	7	58	Augustus	I	10	16
	15	7	60		15	9	16
Maart	I	8	61	September	I	9	19
	IS	8	60		15	9	24
April	I	9	55	October	I	8	25
	15	9	51		15	8	29
Mei	I	9	46	November	I	7	30
	IS	10	35			7	36
Juni	I	10	28 •	December	I	; ,6	36
	15	II	18		IS	6	42

Maand	Sterrenbeeld	Maand	Sterrenbeeld
Januari	Tweelingen	Juli	Schutter
Februari	Kreeft; Leeuw	Augustus	Steenbok
Maart	Leeuw	September	Waterman
April	Maagd	October	Visschen
Mei	Weegschaal	November	Ram; Stier

Verschil in grootte- klasse	Verhouding der licht- sterkten	Verschil in grootte- i klasse	Verhouding der licht- sterkten	Verschil in grootte- klasse	Verhouding der licht- sterkten
I		5	100	9	3981
2	6	6	251	10	10000
3	16	7	631	11	25119
4	.40	8	1585	12	63096


M\'% ■

	jit

V \' ..


	■ /v\'
\'\'■fer

Ster	Ha i	Po	Po-Ha	Ster	Ha	Po	Po-Ha
	m	m	m	1	m	m	m
a Perseï	1.8S	1 2.16	0.31	a Leonis	1.36	1-73	0.37
a Tauri	1.09	I-IS	0.06	a Ursae maioris	i 1-95	2.04	0.09
a Aurigae	0.24	0.43	0.19	s Ursae maioris	1.44	2.16	0.72
V Orionis ß Tauri	1.62	2.06	0.44	Ursae maioris	i.Ss	2.26	0.41
1.66	2.01	0.3S	a Boötis	0-34	0.24	— o.io
y Geminorum	1.90	2.34	0.44	a Lyrae	o.io	0.38	0.28
a Geminorum	1.61	1.94	0.33	a Aquilae	0.84	1.12	0.28
a Canis minoris	0-45	0.72	0.27	a Cygni	1.26	I-S9	0-33
ß Gaminorum	1.26	I-5I	0.2S

m	m	m	m
	5-0	7.0	1 9-0 i
3-0
0.00	0.00	0.00	0.00
0.02	0.02	0.02	O.OI
0.04	0.03	0.03	0.02
0.08 !	0.06	0.05	0.04
0-13	O.IO	0.08	0.07
0.21 1	0.17	0.14	O.II
0.34	0.28	0.23 i	0.19

Po.	Omschrijving	Osthoff	Aantal
W	WIT	c 2.8	1 2043
	Wit met een neiging tot geel
G W„	Geelwit, maar dichter bij wit		]
GW	GEELWIT	3-7	[ 6324
G	Geelwit, maar dichter bij geel		1
W G_	Witgeel, maar dichter bij wit		]
WG	WITGEEL	S-7	\\ 3762
W G	Witgeel, m.aar dichter bij geel		1
G_	i Geel met een zweem naar wit		]
G	! GEEL	6.S	[ 1841
	Geel met een zweem naar rood		j
RG_	Roodgeel, maar dichter bij geel		98
R G	ROODGEEL	7-1	86
	Roodgeel, maar dichter bij rood		2
GR_	Geelrood, maar dichter bij geel		5
G R	GEELROOD	7.2	9
GR	Geelrood, maar dichter bij rood		I
R_	Rood, met een zweem naar geel		I
R	ROOD	8.8

	Ster	Eigen	jt	Ster	Eigen	n
		naam		naam
a	Centauri		Oquot;.76	/? Geminorum	Pollux	oquot;.o6
a	Canis maioris	Sirius	0.38	a Leonis	Regulus	0.03
a	Canis min.	Procyon	0.32	a Orionis	Betelgeuze	0.03
a	Aquilae	Altaïr	0.23	a Scorpii	Antares	0.03
a	Piscis austr.	Fomalhaut	0.14	a Geminorum	Castor	0.03
a	Lyrae	Wega	0.09	a Argus	Canopus	0.01
a	Boötis	Arcturus	0.07	a Cygni	Deneb	onmerkb-
a	Tauri	Aldebaran	0.07	a Virginis	Spica	onmerkb-
a	Aurigae	Capella	0.07

Ster	, Jt	w. f.	Methode	1. j.
^ Cassiopeiae	/f 0-135	0.028	vis.	24
0.082	0.009	fotogr.	40
Hydrae	0.134	0.007	vis.	24
i-j Cassiopeiae	0.443	0.043	fotogr.	7
tt Cassiopeiae	0.07	0.026	vis.	47
j, ï,	0.275	0.024	fotogr.	12
ê Ceti	0.09	0.056	vis.	36
5 Cassiopeiae	0.029	0.026	vis.	112
Aurigae	o.ois	0.018	fotogr.	217
■d\' Ursae maioris	0.052	0.026	vis.	63
f Ursae	0.171	0.042	vis.	19
T Boötis	0.029	0.055	fotogr.	112
y Serpentis	0.090	0.043	vis.	36
Q Coronae bor.	0.023	0.045	vis.	142
fj Herculis	0.40	0.072	vis.	8
y Draconis	O.IO	0.02	fotogr.	33
/? Cygni	0.61	0.03	fotogr.	5
0 Draconis	0.243	0.016	vis.	13
d- Cygni	0.062	0.035	vis.	53
rj Cephei	0.088	0.037	vis.	37
i Piscium	0-138	0.059	vis.	24

Ster	! Eigen naam	Vr	Ster	Eigen naam	Vr
CL	Centauri	1	1 — 22	ß	Geminorum	Pollux	3
a	Canis maioris j	Sirius	- 8	a	Leonis 1	Regulus	- 6
a	Canis minoris I	Proeyon	- 4I	a	Orionis !	Betelgeuze	II
a	Aquilae !	Altaïr	- 33	a	Scorpii	Antares	- 3
a	Piscis austr. \|	Fomalhaut	—	a	Geminorum	Castor	- 18
a	Lyrae j	Wega	- 15	a	Argus	Canopus	1 20
a	Boötis	Arcturus	- 3	a	Cygni	Deneb	onz.
a	Tauri	Aldebaran	56	a	Virginis	Spica	2
	Aurigae	Capella	34

Ster	H	a	e	T
			in jaren
	m m	//
Cassiopeiae	4.0; 7.6	9-5	0.51	328
Sirius	— 1.4; lo.o	7.6	0-59	49
Castor	2-7; 3-7	5-8	0.44	347
Procyon	o-s; I3-S	5-8	0-45	40
^ Cancri	s-s; 6-2	0.9	0.34	59
s Hydrae	4.0; 6.0	0.2	0.69	16
99 Ursae maioris	5-o; 5-6	0-3	0.44	100
co Leonis	6.2; 7.0	0.9	0.56	116
y Leonis f Ursae maioris	2.0; 3.5	2.0	0.73	407
4.0; 4.9	2.S	0.41	60
y Virginis	3-6; 3-6	4.0	0.90	194
a Centauri	o.i; 1.9	17.7	o.Si	81
^ Boötis	4.7; 6.6	5.0	0.72	148
rj Coronae bor.	5-S; 5-2	0.9	0.27	42
1 Scorpii	5-o; 5-2	0.7	0.77	44
f Herculis	3-i; 6-5	1-4	0.46	35
70 Ophiuchi	4.1; 6.1	4.6	0.50	88
f Sagittari	3-4; 3-6	0.6	0.18	21
ß Delphini	4.6; 5-0	o.S	0.35	28
Cygni	5-o; 6.3	0.5	0.60	93 i

ster	a\'	e	T ! in dagen
a Andromedae	0.24	0.52	96.7
Poolster	O.OOI	0.13	1 4\'0
Ariëtis	o,iS	0.88	107.0
Algol	O.OI	0.05	2.9
Capella	0.25	0.02	104.0
\'Q Geminorum	O.OI	0.22	10.2
tti Geminornm	O.OI	O.OI	2.9
Oj Geminorum	O.OI	0.50	9.2
f Ursae maioris	O.II	0.52	20.5
Spica	0.05	O.IO	4.0
Tj Boötis	0-39	0.24	497.1
a Draconis	0.20	0.38	Si-4
S Librae	0.02	0.05	2-3
^ Herculis	0.40	0.55	410.6
Antares	0.41	0.20	2120.
j3 Lyrae	0.22	0.07	12.9
Aquilae	O.OI	0.47	7.2
/i Capricorni	2-53	0.44	I37S-
(gt; Cepheï	0.0004	0.00	0.19
d Cepheï	O.OI	0.36	5-4

M.	H	T	m	H	T
		m			m
1905 Februari.	24	3-7	d 310	1901 Februari i6	9-5	d 316
1906 Januari	3	4.1	338	1901 December 29	9.9	352
1906 December	7	2.0	327	1902 December 16	9.8	332
1907 October	30	3-5	342	1903 November 13	. 9-9	339
1908 October	6	3-S	336	1904 October 17	10.3	341
1909 September	7	3-1	3i5	1905 September 23	10.4	318
1910 Juli	20	3-4		1906 Augustus 7	9-9

Afstand van	GEVORMD DOOR DE BOGEN
2°	ß — y Lyrae; a — 7 Aquilae.
H	ö — ^ Orionis.
3	ß — y Ursae minoris.
3i	y — Leonis.
4i	Castor — Pollux; a — ß Canis min.; y — jy Leonis.
S	a — ß = a — 7 = s — (3 Cassiopeiae; a — rj Boötis;
	ß — y Aquilae; a — ); Leonis.
SI	a — ß Ursae maioris.
7	f — Ursae maioris.
74	a — 7 Orionis.
S	ß — 7 Ursae maioris.
9	a — ß Librae.
10	a ■— (5 Ursae maioris.
loi	a ■— s Boötis.
II	a — C Virginis.
Iii	a — 4quot; Leonis.
13	a — ß Pegasi; ß — y Virginis;
i3i	y — e Virginis; Pleiaden (rj Tauri) — Aldebaran
14	a Andr. — ß Pegasi; a Andr. — Pegasi; f — e Virginis.
IS	ß — y Orionis.
iSi	(5 — 7] Ursae maioris.
i6i	a — 7 Pegasi.
19	a — 7 Ursae minoris.
23	Sirius — e Orionis = e Orionis — Aldebaran.
24	Wega — Deneb.
24i	a — ß Leonis.
254	a — rj Ursae maioris; Sirius — Procyon.
28i	a Ursae maioris — a Ursas minoris
33	Arcturus — Spica.
Sterrenkunde	• 29

Jaar	1 Datum	Jaar	Datum
1901	i 1 April 7	1914	April 12
1902	April 12	191S	April 4
1903	Maart 30	1916	April 23
1904	April 3	1917	April 8
1905	April 23	1918	Maart 31
1906	April 15	1919	j April 20
1907	Maart 31	1920	April 4
1908	April 19	1921	Maart 27
1909	April 11	1922	April 16
1910	Maart 27 j	1923	April I
1911	April 21	1924	April 20
1912	April 7	1925	April 12
1913	Maart 23

Datum	GEBEURTENIS
1913
Januari	27	Bedekking van Spica door de maan 13 u. 23 m.
Februari	12	Venus in grootste elongatie 46° 43\' 0 v. d. zon.
Maart	II	Mercurius in grootste elongatie 18° 19\' O v. d. zon.
	19	Venus in grootste helderheid als avondster.
	22	Totale maansverduistering, onzichtbaar in Nederland.
	23	Bedekking van Spica door de maan 9 u. 0 m.
April	6	Gedeeltelijke zonsverduistering, onzichtbaar in Nederland.
	24	Venus in benedenconjunctie.
	24	Mercurius in grootste elongatie 27° 12\' W. v. d. zon.
Mei	29	Saturnus in conjunctie met de zon.
	30	Venus in grootste helderheid als morgenster.
Juli	3	Venus in grootste élongatie 45° 44\' W. v. d. zon.
	5	Jupiter in oppositie met de zon.
	7	Mercurius in grootste elongatie 16° 12\' 0. v. d. zon.
Augustus	22	Mercurius in grootste elongatie 18° 25\' W. v. d. zon.
	31	Gedeeltelijke zonsverduistering, onzichtbaar in Nederland.
Sept.	IS	Totale maansverduistering, onzichtbaar in Nederland.
	30	Gedeeltelijke zonsverduistering, onzichtbaar in Nederland.
November	I	Mercurius in grootste elongatie 23° 34\' 0. van de zon.
December	6	Saturnus in oppositie met de zon.
	10	Mercurius in grootste elongatie 21° 1\' W. van de zon
1914
Januari	5	Mars in oppositie met de zon.
	20	Jupiter in conjunctie met de zon.
Februari	10	Bedekking van Regulus door de maan 18 u. 15 m.
„	II	Venus in bovenconjunctie.
	22	Mercurius in grootste elongatie 18° 6\' 0. van de zon.
„	24	Ringvormige zonsverduistering, onzichtb. in Nederland.
Maart	12	Gedeeltelijke maansverduistering zichtb. in Nederland.