-ocr page 1-
%
mi
-ocr page 2-
v*\\rv) lls^ql
HJT Gl -;
r
i.\'
H
-ocr page 3-
i\'n°i j/f-
TG sS
-ocr page 4-
1
-ocr page 5-
DE STERRENWERELD.
-ocr page 6-
RIJKSUNIVERSITEIT TE UTRECHT
A06000017689401B
1768 9401
-ocr page 7-
QOl D</gO
DE STERRENWERELD,
GUILLEMIN GEVOLGD,
BERNARDUS BRINKMAN, Pr.
MET 60 PLATEN, WAARVAN 19 IN KLEURENDRUK,
EN 35 JIOUTSNEÊPLATEN.
\'
.
dpKkv.
LEIDEN,
J. W. VAN LEEUWEN,
1873.
-ocr page 8-
Gedrukt bij Gebr. van Asperen van der Velde, te Haarlem.
-ocr page 9-
VOORREDE.
Niemand zal ontkennen, dat de sterrenkunde, én om de grootheid dei-
voorwerpen, welke zij ons ter beschouwing aanbiedt, én om het onbere-
kenbaar nut voor zeevaart en handel, een eersten rang inneemt onder de
verschillende takken der natuurwetenschap.
Met zijn geest opwaarts to ijlen en door te dringen tot in die eindelooze
diepten, waar geene duisternis heerscht, maar waar milliocnen zonnen haar
licht uitstralen, heerlijker en edeler veld is er voor den menschelijken geest
in de eindige natuur niet geopend.
Jammer, dat in onze dagen aan do natuurwetenschap in het algemeen
en aan de sterrenkunde in het bijzonder, zulk eene verkeerde richting wordt
gegeven, waardoor zij voor menigeen eene klip wordt, waarop zjjn geloof
schipbreuk lijdt. Ook in de wetenschap, zoowel als in den handol en wan-
del der wereld heerscht eene realistische strekking, waardoor elk hooger
streven gedood wordt; een ruw materialisme is er dan ook het gevolg van,
eene vergoding van het stof, eene vergoddelijking der natuur, eene mia-
kenning en verloochening van de scheppende almacht Gods.
Dat zulk een ongeloof niet aan de wetenschap te wijten is maar aan
hem, die ze misbruikt, is reeds duidelijk, wanneer wij den arheid inzien
van die reuzen in de natuurwetenschap, bij wie vergeleken de banierdra-
gers der tegenwoordige moderne wetenschap slechts kinderen zijn. Linneüs,
Copernicus, Kepler, Gallileï, Newton, zij waren geloovige mannen, die hun
hoofd bogen voor de scheppende almacht van God.
Wetenschap is waarheid en alle waarheid voert tot God.
God is de sluitsteen, die den grooten bouw der menschelijke wetenschap
kroont, en daarom moet een geloovig mensen door de wetenschap geloovi-
ger en godsdienstiger worden.
Wat anders toch is de natuur dan een tempel, dien de Eeuwige voor zich
-ocr page 10-
VI
VOORREDE.
heeft gesticht, en op wiens wanden met onmiskenbare trekken Zijn groote
naam geschreven staat, en het onbezielde stof zingt oene heilige jubel-
hymne, die jaren en eeuwen opklimt van do aarde tot voor Gods troon.
Alleen een blind of een bedorven oog onderscheidt den omtrek der ge-
stalte niet, en kent den Meester niet uit zijne werken.
Schromelijk misbruik wordt er van de wetenschap gemaakt, en met een
spoed, alsof het anders te laat zou wezen, wordt het wetenschappelijk on-
geloof door geleerde en ongeleerde werken verbreid; ja, de bewoners van
het land zijn voor dien wetenschappelijken ijver der moderne verlichting
niet veilig, en den kinderen op de school wordt die geleerde waanwijsheid
ingeprent.
Dat in dien aanval op Geloof en Openbaring de Katholieke kerk, do
draagster der waarheid, niet gespaard blijft, maar dat alle nieuwere uit-
vindingen der moderne wetenschap als belegeringsgeschut op haar zijn ge-
richt, hebben de vervlogen eeuwen en de dagehjksche ondervinding reeds
geleerd, want het schijnt voor het ongeloof en het vooroordeel eene onbe-
twistbare waarheid te zijn, dat de kerk eene vijandin der wetenschap is.
Men moet echter wel oneerlijk of zeer onwetend wezen, om de verdien-
sten der Katholieke kerk jegens de wotenschap te loochenen, of haar liefde
voor de wetenschap te ontzeggen.
De dogmata der Kerk zijn nooit een slagboom voor de wetenschap ge-
weest; nimmer toch kan de ware wetenschap in strijd zijn met de leer dor
Kerk, want dan zou de waarheid zich zelve tegenspreken, en welke ont-
dekkingen er ook door de wetenschap zijn geschied of nog zullen geschie-
den, nimmer zullen zij geloof of kerkleer tot schande maken, want wat
waar is in de wetenschap, moet ook waar zijn in de goddelijke Openbaring
en omgekeerd.
Hierdoor heb ik mijn standpunt aangegeven, en weet de lezer, wat hij
op dit punt van mij te wachten heeft. Zonder te vergeten, wat Geloof en
Openbaring ons loeren, zal ik mij echter op zuiver wetenschappelijk terrein
bewegen, daardoor het bewijs leverend, dat men geloovig katholiek en
priester kan zijn, en zich nogtans bezig houden met de nieuwste gevoelens
der wetenschap.
Nadat de Hoogleeraar Kaiser mij de verzekering had gegeven, dat eene
nieuwe uitgave van zijn Sterrenhemel, waardoor hij zich een hem waardig
en duurzaam monument heeft opgericht, volstrekt niet in zijn plan lag,
ondernam ik de bewerking van "Le Ciel" van Guilleminjik heb getracht
verslag te geven van den reuzenvooruitgang, welken de wotenschap in de
laatste jaren op sterrenkundig gebied gedaan heeft, en naar ik hoop op
eene wijze, waardoor zij onder het bereik valt van den beschaafden mensen,
die tijd noch lust heeft sterrenkundige te worden.
-ocr page 11-
INHOUD.
VII
Met het oog op den twijfel, die in vele kringen heerscht, over de uit-
komsten door de wetenschap verkregen, heeft het derde deel, waarin over
de sterrenkundige methoden sprake is, eene uitbreiding verkregen, groot er
dan ik aanvankelijk meende.
De lezer beslisse of ik mijn doel bereikt heb.
Met al zijne fouten en onvolmaaktheden bied ik mijn arbeid den lezer
aan, met den vurigen wensch, dat deze proeve tot populariseering der we-
tenschap strekken moge, om meerdere liefde tot de wetenschap aan te
kweeken en daardoor eere te geven aan Hem, wiens glorie de hemelen
vermelden en wiens wondergewrochten het uitspansel verkondigt.
Katwijk a/R., Pinksterdag 1873.                       BERNARDUS BRINKMAN, Pr.
-ocr page 12-
-ocr page 13-
-ocr page 14-
|)K STKRRKXWKKKI.1»
DE STERRENHEMEL (Noord-n)
MiHflrrii.u lil I Januari
-ocr page 15-
Chaldeeuwsche herders waren de eerste sterrenkundigen, en zeer
natuurlijk; want een zacht klimaat veroorloofde lum den nacht onder
den bluoten hemel door te brengen, en dan kon het niet anders, of
het prachtige schouwspel boven hunne hoofden moest hun blik trek-
ken en hen tot sterrenkundigen vormen. En zeker zouden wij allen
zijn wat zij waren, wanneer de guurheid van ons klimaat en de
zeldzaamheid van een\' schoonen nacht, ons zoo vaak de gelegenheid
niet benamen, den heerlijken sterrenhemel te beschouwen.
Niets ter wereld toch is beter in staat, hart en geest tot Hem te
verheffen, die dat alles heeft geschapen, dan de stille beschouwing
van den hemel in een\' helderen nacht.
Ontelbare lichten tintelen dan van alle kanten aan het donkerblauw
gewelf des hemels. Verschillend in kleur, glans en grootte schitteren
cenigen met flikkerend licht; anderen stralen met rustiger en zachter
glans, wederom anderen zenden als bij tusschenpoozcn hunne vuur-
stralen uit, alsof zij moeite hadden de diepte dier ruimte te door-
dringen; in zekere hemelstreken schijnen zij op elkaar gestapeld en
vertoonen zich zoo kort op één, dat de glans van de ecne ster de
andere verbergt. In zulk een\' helderen nacht is de hemel gelijk aan
eene onmeetbare zee, bezaaid met goud en diamantstof, en j^eest en
verbeelding worden door het beschouwen van zooveel heerlijkheid
in verrukking gebracht, zoodat men zich niet ontdoen kan van eene
diepe godsdienstige ontroering, van ee\'ie niet te beschrijven mengeling
van bewondering en zoete zwaarmoedigheid.
De ontroering is het echter niet alleen, die in het gemoed van
den beschouwer heerscht; want ook het verstand herneemt zijne
1
-ocr page 16-
2
rechten, en wat tal van vragen dringen zich dan aan onzen geest
op. Waar zijn de oevers en de eindpalen van dien oceaan? Waar is
de bodem van die onpeilbare diepte ? Wat zijn toch die lichtpunten,
die, zonder uit te doovcn, in dat onmetelijk ruim stralen? Zijn zij
daar neergestrooid zonder eenigc andere orde dan die, waarin zij zich
aan ons vertoonen? En zoo zij niet onbeweeglijk zijn, zooals men
zich langen tijd verbeeldde, waarheen richten zij dan hunnen loop in
die ruimte? Welke rol vervult de Zon met al de wereldbollen, welke
die schitterende dagtoorts vergezellen en omringen, in het wijd uit-
gestrekt Heelal?
De vruchtbaarste verbeelding zou echter nooit het antwoord op die
grootsche en heerlijke vraagstukken hebben kunnen geven, bijaldien,
tot glorie voor den menschelijkeu geest, de Sterrenkunde, de oudste
van alle natuurwetenschappen, er niet toe gekomen was, op de meesten
dier vragen een juist en voldoend antwoord te geven.
Wondervol is de macht van \'s menschen geest. Hoewel gekluisterd
aan deze Aarde, die in betrekking tot het geheel, minder is dan
eene zandkorrel verloren in de ruimte, vindt hij toch middelen, waar-
door de scherpte van zijn blik verhonderdvoudigd wordt; hij peilt de
diepte der hemelen en meet de uitgestrektheid van het zichtbare
Heelal; hij telt de milliocnen sterren, welke die schrikwekkende
ruimte vervullen; hij bestudeert hunne meest ingewikkelde bewegingen ;
bepaalt met juistheid den omtrek en den afstand van de meest nabij
zijnde sterren en begroot hunne massa\'s. In die schijnbare wanorde vindt
bij de orde terug; want in die schijnbare groepeeringen ontdekt hij
de ware samenstellingen.
Ja meer nog doet hij: hij bespiedt de geheime krachten en vindt
de eenvoudige wet, welke de beweging aller hemellichamen beheerscht,
en bepaalt dus de algemcenc kracht, waardoor het evenwicht der
Schepping wordt bewaard.
Zulke vruchten droeg de arbeid, waaraan twintig geslachten sterren-
kundigen hunne krachten hebben besteed; dat was de heerlijke vrucht
van de geduldige volharding dier mannen.
Op eene eenvoudige en duidelijke wijze de vruchten van dien arbeid
weer te geven en uit een te zetten, is het doel van dit werk: terwijl
wij tevens sullen trachten een denkbeeld te geven over de wijze,
waarop de sterrenkundige te werk gaat, om tot de oplossing dier
belangrijke vraagstukken te geraken. Voordat wij echter overgaan
-ocr page 17-
• >
tot »le beschrijving der verschillende deelen, zullen wij eerst een blik
op het geheel werpen, om niet een paar trekken het panorama van
het Heelal te schetsen.
Hij den eersten blik op het hemelgewelf schijnen de sterren overal
gelijkmatig verspreid. Wanneer men echter het oog eens vestigt op
dien lichtenden boog, die zoo onbegrensd, zoo nevelachtig, den ge-
heelen sterrenhemel genoegzaam in zijn grootsten cirkel omloopt, en
dien iedereen kent onder den naam Melkweg; wanneer men
oplettend de randen van dien hemelgordel beschouwt, dan schijnen
de sterren zich dichter op elkander te hcopen, de meesten zoo klein,
dat zelfs het scherpste oog ze niet vermag te onderscheiden. Die op-
cenhooping is dan vooral zichtbaar, wanneer men die streken niet
kijkers beschouwt; dan bemerkt men dat de Melkweg gevormd wordt
door tallooze sterren, die in onafmetelijke reien in de ondoorgronde-
lijke diepten des hemels liggen: \'t is dus eene wereldstreek wondcrvol
bezaaid met zonnen; want zoo als wij later zullen zien is iedere
ster, van de meest schitterende tot de zwakste, eene zon.
Zie daar dan reeds eene reusachtige opeenhooping van werelden,
waardoor het ganschc Heelal omvat schijnt te worden, als het waar
is dat het grootste aantal sterren, welke wij buiten den Melkweg
zien er ook toe behooren, en inderdaad onderscheidt zicli die zwerm van
millioenen zonnen in talrijke verschillende stelsels, en deze wederom
in engere verbindingen, uit twee of drie zonnen bestaande.
Welke is nu de uitgestrektheid van ieder dier stelsels? Hoc on-
meetbaar groot moet de ruimte niet wezen waarin allen zich bewegen ?
Tevergeefs zou de machtigste verbeelding beproeven er zich eene
zinnelijke voorstelling van te maken: cijfers immers geven een zeer
onvolmaakt begrip. Hier toch kunnen wij reeds eene bewezene waar-
beid vaststellen , waarop wij later zullen terug komen:
Onze Zon is eene ster uit den Me 1 kweg.
Dit voorgaande is slechts een enkele trek voor de schets van het
zichtbare Heelal.
Wanneer men met zekere oplettendheid de verschillende streken
van den sterrenhemel beschouwt, dan bemerkt een goed oog hier en
daar zekere heldere vlekken niet ongelijk aan kleine wolken: derge-
lijke vlekken, welke men Nevelvlekken noemt, ontdekt de teles-
coop bij duizenden.
1*
-ocr page 18-
I
Welnu oen zeer groot aantal dier hemelvlekkeu zijn , even als de
Melkweg, eene voor ons oog schijnbare opeeuhooping van sterren.
Het zijn dus zoovele andere melkwegen als die, waartoe onze Zou
behoort; de meesten zoo ver van ons verwijderd, dat de krachtigste
werktuigen er geene sterren in kunnen onderscheiden, maar men
slechts den matten glans van hunne tallooze zonnen kan zien.
Waar nu, mag men vragen, heeft de schepping haar einde? AVie
duizelt niet hij de gedachte aan die schrikwekkende afstanden, welke
dergelijke archipels van werelden van elkander scheiden; onpeilbare
afgronden, wier diepte steeds aangroeit naarmate de ontdekkings-
werktuigen volmaakter worden; kolken zonder eind of bodem, in
wier schoot echter geene duisternis heerscht, daar milliocnen zonnen
overal hun licht uitstralen.
De geschapene wereld heeft zonder twijfel hare eindpalen; en
eene rei van werelden zonder eind en getal is onbestaanbaar: ons
verstand verliest zich echter in die overdenking; want de ruimte,
hoe onmeetbaar ook, kan men zich niet anders dan eindig en bepaald
voorstellen en hierin moet de mensch zijne zwakheid en onkunde
erkennen.
Eindelijk houdt men het thans voor zeker, dat niet alle nevel-
vlekken ons den glans vertoonen van tallooze sterren; er zijn er,
die zamengesteld zijn uit eene gasachtigc en lichtgevende stof. In de
vorige eeuw maakte men reeds gissingen over de natuur dier uitge-
strekte vonnlooze hemelnevels, en de spektraalanalyse (waarover
later uitvoerig) schijnt de gewaagde hypothese van den grooten ster-
renkundige W. Herschel te bevestigen, dat sommige nevelvlekken
wordende zonnen en zonnestelsels zijn.
Ziedaar met een enkelen trek het Heelal geschetst, zooals het
zich aan ons oog vertoont van de Aarde, die wij bewonen. Om echter
een juist begrip te hebben over het samenstel en de tallooze verschei-
denheid zijner grocpecringen, moeten wij die hoogere streken, waarin
onze verbeelding zich verliest, verlaten, en ons bepalen tot eene van
die vereenigingen, welke dichter bij ons en dus meer geschikt is
voor de navorschingen van den mensch, namelijk het zonnestelsel,
waarvan onze Aarde een deel uitmaakt.
De Zon is het middelpunt van dit stelsel.
Rondom die bron van licht en warmte, dien zetel van kracht,
wentelen meer dan honderd wereldbollen rond, op verschillende af-
-ocr page 19-
;.
standen en in ongelijke ruimten. Sommigen hunner worden zelfs verge-
zeld door kleinere bollen, wachters of manen genoemd.
Omdat al die hemellichamen, welke onze Zon omgeven, duister van
natuur zijn, zouden zij steeds onzichtbaar voor ons blijven, indien het
heldere zonlicht, waarmede zij bestraald worden, op aarde niet terug-
kaatste: daarom schijnen zij ons toe als lichtende punten aan het he-
melgewelf, even als de overige sterren; en wanneer wij onze Aarde
ook uit het verre wereldruim beschouwden, zou zij zich niet anders
aan ons oog vertoonen.
Eene hoedanigheid echter, welke eigenaardig is aan de hemelbol-
len van ons zonnestelsel, heeft gemaakt, dat wij ze steeds van de
andere sterren, waartusschen zij zich vertoonen, kunnen onderschei-
den; want de zonnen, die andere stelsels vormen, geheel van het
onze afgescheiden, bevinden zich op onmeetbaar verre afstanden;
terwijl daarentegen de wereldbollen, welke tot ons stelsel belmoren,
zich betrekkelijk veel dichter bij onze Aarde bevinden.
Uit dit tweevoudig feit volgen twee eenvoudige en gemakkelijk te
begrijpen waarheden.
De eerste is, dat de zonnen buiten ons stelsel geene voor ons merk -
bare verplaatsing aan den hemel ondergaan. Hun afstand is zoo ver-
bazend ver, dat zij zich aan ons oog als onbeweeglijk in die ruimte
vertoonen, vandaar hunne benaming Vaste Sterren; welke bena-
ming men echter tegenwoordig heeft laten varen, omdat men door
een nauwkeurig onderzoek tot de overtuiging is gekomen, dat die
zonnen in die verwijderde hemelstreken zich werkelijk bewegen. Die
schijnbare onbeweeglijkheid doet zich vooral kennen door den onver-
anderden vorm, waarin sinds eeuwen de betrekkelijke plaatsing der
sterren onderling zich bevindt en die men aanduidt met den naam
Constellatien, Sterrenbeelden.
Geheel anders is het gelegen met de sterren, die onze Zon omrin-
gen; want deze zijn dicht genoeg bij onze Aarde, om in een kort tijds-
verloop hunne verplaatsing aan den hemel waar te nemen, omdat zij
krachtens de hun eigenaardige beweging een schijnbaar grooteren weg
afleggen naardat hun afstand geringer is, men gaf hen den naam,
welken zij tot nu toe behouden hebben: Planeten, Dwaalsterren.
Datzelfde verschijnsel immers nemen wij waar, wanneer wij ons
op eene uitgestrekte vlakte bevinden: dan schijnt het ook, alsof de
ver verwijderde voorwerpen, welke wij aan den horizon zien, onbe-
-ocr page 20-
6
weeglijk zijn: terwijl de minste verplaatsing van die voorworpen,
welke zich in onze nabijheid bevinden, aanstonds door ons bemerkt
wordt. Wanneer wij, in zulk geval, ons zonden verplaatsen, dan zou
onze ware verplaatsing niet de schijnbare verplaatsing der voorwer-
pcn te zamen gaan. Om dus een waar begrip te hebben van de te-
weging der ons omringende voorwerpen, zouden wij die beide bewe-
gingen nauwkeurig moeten onderscheiden. De vereeniging van die
beide bewegingen, een noodzakelijk gevolg van de beweging der
Aarde, is cene der doorslaandste bewijzen voor de beweging onzer Aarde;
hoewel zij vroeger de steen des aanstoots was voor de oudere sterren-
kunde , die de ware beweging nog niet kende.
Weldra zullen wij zien, wanneer wij over de verschillende planc-
ten van ons zonnestelsel meer in bijzonderheden zullen treden, welke
wondervolle verscheidenheid er in den boezem van dat stelsel heerscht:
beweging van wenteling om de as, beweging van omloop rond het
gemeenschappelijk brandpunt; duur van die bewegingen; afstand,
vorm en afmeting; vcrdeeling van licht en kleur: alles verandert naar-
gelang men van de eene planeet naar de andere overgaat. En toch
wondervol (iodsbestuur! alles wordt door dezelfde wetten beheerscht;
zoodat die heerlijke eenheid niet minder schittert, dan de grootste
verscheidenheid dier verschijnselen.
Eene eigenschap, aan alle sterren van ons zonnestelsel gemeen,
maakt immer op onze verbeelding een levendigen indruk, en wel
deze, dat die ontzettende massa\'s, die bollen, van welke de meesten
veel grooter en zwaarder zijn dan onze Aarde, niet alleen in die
ruimte hangen, maar zich al wentelend niet eene schrikwekkende snel-
heid in den ether bewegen. Denken wij ons eens op ecii onbeweeg-
lijk standpunt buiten onze Aarde in die ontzettende ruimte geplaatst;
daar daagt in de verte een lichtend punt, dat, naarmate het nadert,
in omvang toeneemt, en die verbazende bol, die in omvang honderd-
duizend mijlen verre overtreft, vliegt u voorbij met eene vaart, vier-
entwintig maal grooter dan de snelheid van een kanonskogel; ter-
wijl die bol om zich zelve wentelt met eene snelheid, waardoor ieder
deel van zijne oppervlakte meer dan drie duizend meters per seconde
doorloopt.
Zulk een duizclingwekkenden loop zou hen voor ecuwig moeten
wegslingeren in de verst verwijderde streken van het Heelal, wan-
neer zij niet beheerscht en teruggehouden werden door de machtige
-ocr page 21-
7
aantrekking van een bol die duizend, ja millioenmaal grooter en zwaar-
der is, namelijk de Zon.
De Zwaartekracht is dus liet beginsel van de kringvormige be-
weging, welke die bollen hebben: maar aan deze kracht alleen ovcr-
gelaten, zouden zij allengs de Zon naderen en eindelijk op haar
neerploffen, wanneer de almachtige hand des Scheppers aan hen nog
niet eene andere kracht had ingedrukt; deze noemt men de Middel-
punt v 1 i e d e n d e kracht. Volgens die kracht zoekt de planeet zich
steeds in een rcgten hoek van de Zon te verwijderen en dus buiten
hare loopbaan; maar teruggehouden door de aantrekking der Zon,
blijft zij haar kringvormigen loop oin de Zon beschrijven.
Op gelijke wijze loopt ook de Maan om onze Aarde.
Bij die groote hemellichamen geldt dus dezelfde wet, waardoor een
steen naar de Aarde valt, of zijne omwenteling volbrengt, wanneer
men hem, aan een touw gebonden. in de hand rondslingert.
Wanneer het nu reeds moeite kost zich te verbeelden, hoe znlke
massa\'s, daar in den ether, zich vrij kunnen bewegen en rondloopen;
hoeveel grooter wordt dan de verbazing, wanneer wij bedenken, dat
niet alleen de planeten in zulk eene vaart rondom de Zon snellen ;
maar dat de Zon en alle zonnestelsels met hunne, hen omgevende
aardbollen ot planeten, in onafmeetbare kringen in het oneindig ruim
des hemels rondloopen, aangetrokken door eene nog grootere Zon of
een stelsel van zonnen. Al de sterren immers, die om hunnen onmeet-
baren afstand ons onbeweeglijk toeschijnen, bewegen zich in verschil-
lendc richtingen. In die bewegingen, welke zich slechts na jaren van
scherpe onderzoekingen vertoonen, heeft de sterrenkunde onderscheid
weten te maken tusschen de schijnbare beweging, die voortkomt
uit de straling van het licht, uit de beweging der Aarde en van ons
zonnestelsel, —en tusschen de beweging welke hun eigen is. Later
zullen wij zien, dat, hoewel die beweging schijnbaar zeer langzaam
is, zij toch de snelste is welke wij kennen.
Hoc vele eeuwen of liever hoc vele millioencn eeuwen zijn er noo-
dig om zulk eene maatloozc sterrenbaan te doorloopen? Zulks is ons
onbekend, maar die omloopstijd staat zeker tot den omloopstijd onzer
Aarde, als onze Aarde staat tot den afstand der vaste sterren. Die
omloopstijden zijn dan ook, volgens de uitdrukking van den gelcer-
den Humbolt, een heerlijk uurwerk voor het Heelal. —
-ocr page 22-
s
Ziedaar dan in ccne algemeene beschouwing hot heerlijke veld den
sterrenkundige ter onderzoek aangeboden.
Wanneer de andere natuurwetenschappen ons de natuur leeren bc-
spieden in hare verborgene geheimen, ons de samenstelling: der licha-
men ontvouwen, het s]>el hunner verbindingen en veranderingen lee-
ren kennen, niet hunne duizende nuttige of belangwekkende eigen-
schappen, dan ontdekt de sterrenkunde ons het Heelal in zijn grootsch
geheel, en doet er ons den bouw van begrijpen door ons te wijzen
op de onveranderlijke wetten, welke het Heelal beheerschen.
Heerlijke wetenschap, wier onderricht ons van den eenen kant in
ons niet doet wegzinken, maar van den anderen kant ons een blik
doet slaan in die verhevene harmonie, waardoor wij Hem leeren ken-
nen, die zich in zijne werken openbaart. .!
-ocr page 23-
EERSTE HEEL
II E T Z O X N E S T E L S E L.
Optelling der sterren die liet zonnestrlsel uitmaken. De Zon. De planeten en
hunne wachters. De kometen, de vallende sterren en het zodiaklicht. Omwente-
lings- en vooruitgangsbewcging der hemellichamen van ons stelsel. Gewicht
van de voorafgaande studie van het zonnestelsel.
In de sterrenkunde geeft men den naam Zonne- of 1\'lanetcnstelscl
aan een zeker aantal sterren, waartoe ook onze aarde behoort, en
die allen de Zon tot gemeenschappelijk middelpunt hunner bewegin-
gen hebben.
Voor zoo ver onze kennis tegenwoordig strekt, bestaat dit Zonne-
stelsel uit de volgende deelen:
1.  ÉÉN CENTRAAL LICHAAM, dat met betrekking tot de overige
hem omgevende lichamen onbeweeglijk is, veel grooter dan al de
anderen, en uit zijn aard lichtgevend, n. 1. de ZON.
2.  HONDERD EN TWINTIG ONDERGESCHIKTE LICHAMEN
of PLANETEN, op steeds grooter wordende afstanden van de Zon
geplaatst en rondom haar zieh bewegend in bijna cirkelvormige loop-
banen , van die Zon hun licht ontvangend, waardoor zij voor ons
aan den hemel zichtbaar worden.
Die planeten kunnen in drie voorname groepen verdeeld worden:
De middelmatige planeten, die zich het dichtst bij het mid-
delpunt, (de Zon) bevinden, en die met steeds grooter wordende
afstanden in de navolgende orde staan:\' MERCURIUS, VENUS,
DE AARDE, MARS.
1 Lcscarbault in Ogères meende in Maart 1859, tassehen de Zon en Mercuriuseene
nieuwe planeet ontdekt te hebben, welke hij den naam van Yulcanus gaf; daar echter
-ocr page 24-
10
De groote planeten, die het verst van het middelpunt zich
bevinden, en wier volgorde is: JUPITER, SATURNUS, URANUS
en NEPTUNUS.
Eindelijk de kleine planeten, plutietoïflen of asteraïden genoemd,
die tussclien Mars en Jnpiter een\' ring vormen om de Zon. Men kent
reeds 112 \' zulke kleine planeten; waarschijnlijk zijn zij echter nog
talrijker, daar er geen jaar voorbij gaat, zonder dat er nieuwe ont-
dekt worden.
3. ACHTTIEN HULPLICHAMEN, satellieten, wachters of manen
genoemd, die hunne loopbaan hebben rondom eenigc der voornaamste
planeten. en met hen hunnen loop om de Zon volbrengen. Zoo heeft
onze Aarde de Maan die haar vergezelt. Jnpiter bezit vier zulke
wachters, Saturnus acht, l\'ranus vier, en van Neptunus kennen wij
een\' wachter.
Wij tellen duw in ons Zonnestelsel 139 hemellichamen: 1 centraal-
bol, die de beweging der 120 bekende planeten beheerscht en IS
wachters, die met de planeten waartoe zij belmoren, wederom vijf
kleine wereldstelsels uitmaken, waarin dezelfde wetten heerschen als
in het groote stelsel des Heelals.
Van die 139 hemellichamen waren er aan de ouden slechts 8 be-
kend, en wel die, welke men niet het bloote oog kan zien: n. 1. de
Zon, de Maan, de Aarde, Mercurius, Vernis, Mars, Jnpiter en
Saturnus.
Maar, zooals men weet, beschouwde men, door den schijn bc-
drogen, de Aarde als onbeweeglijk middelpunt; terwijl men meende,
dat behalve de Zon, Maan en zes bekende planeten, al de zooge-
naamde vaste sterren zich rondom de Aarde bewogen.
Copernicus was de eerste, die, drie eeuwen geleden, het ware
wereldstelsel ontdekte, en de uitvinding van den verrekijker bracht
ons niet alleen tot de kennis der nieuwere planeten, maar ook van
de wachters der reeds hekendc planeten Jnpiter en Saturnus.
Alle hemellichamen van ons Zonnestelsel bezitten twee voorname
bewegingen. De eerste is eene wenteling om de as, die immer bijna
hot bestaan dier planeet hoogst twijfelachtig is, en door vele sterrenkundigen ontkend
wordt, zoo wordt er in dit werk niet verder mrlding van gemaakt.
1 Den 19 Sept. 1870 ontdekte Prof. Peters te Hamilton College eene nieuwe pla-
neet welke de 112<lc il.
-ocr page 25-
11
dezelfde richting behoudt. De tweede is eene verplaatsing, waardnor
alle wachters rondom hunne hoofdplaneet; alle planeten rondom de
Zon; en de Zon met alle lichamen, welke tot haar hehooren, rondom
eene andere Zon wordt gevoerd.
4. Tot ons Zonnestelsel hehooren hehalve de planeten, nog eene
ontelbare menigte andere sterren, die zeer langwerpige banen rondom
de Zon beschrijven, dat zijn de KOMETEN, eene soort van nevel-
sterren, welke zich gewoonlijk van de andere planeten en sterren
onderscheiden door een lichtend spoor of eene staart, wier vorm en
afmetingen veranderen met den afstand tot de Zon. Een tal van ko-
metcn vertoonen zich aan den hemel, wier vroegere verschijning niet
is geboekt, zoodat men niet weet, of zij zich nog eens vertoonen
zullen; anderen zijn op bepaalde tijden verscheidene malen terug
gezien, en van eenigen heeft men met juistheid het tijdstip hunner
verschijning berekend, zoodat men veilig mag besluiten, dat ook de
kometen tot ons zonnestelsel hehooren.
f). Buiten die groote hemelbollen zijn er nog millioenen zeer kleine
lichamen, die in verschillende richtingen het wereldruim doorkruisen,
dan eens alleen, dan wederom in zwermen vereenigd, die op bepaalde
tijden terugkomen. Donker van natuur, leeren wij alleen hun bestaan
kennen, wanneer onze Aarde ze ontmoet in haren tocht om de Zon,
wanneer zij ontvlammen in onzen dampkring en soms op Aarde
nedervallen, dat zijn de zoogenaamde YALLKXDE of YEKSCHIE-
TENDE STEKKEN, VUURBOLLEN, LUCHTSTEENEN.
Eindelijk wordt de Zon nog omgeven door een\' lensvormigen on-
nietelijken ring, die waarschijnlijk uit millioenen dergelijke lucht-
steenen bestaat. Op zekere tijden des jaars ziet men dien ring als
een lichtenden kegel, kort na zonneondergang of vóór zonneopgang,
boven den horizon. De Zon is steeds de grondslag van dien kegel,
welke zich altijd in de streek van den zonneweg vertoont en daarom
ZODIAKLICHT wordt genoemd.
Ziedaar dan eene optelling en een algemeen overzicht van de ster-
ren, welke tot ons Zonnestelsel belmoren.
De studie van dit Stelsel levert voor ons een onmetelijk voordeel
op, want in die ongekende ruimte, welke men het Heelal noemt,
is dat stelsel ons groote vaderland, en de hol, welken wij bewonen,
is een der leden van het groote planetengezin; en hoewel die
-ocr page 26-
12
aardbol gelijk is aan oen zandkorrel niet Jietrekking tot liet gan-
sche stelsel, dat zelf nog in zijn geheel een stofje gelijk is, ver-
loren in de ruimte, zoo is liet toch duidelijk dat wij dien aardbol
in de eerste plaats kennen moeten.
Overigens is onze Aarde ook het cenige lichaam, dat wij met vol-
komene zekerheid kennen kunnen, en slechts door vergelijking maken
wij ons een denkbeeld van de overige planeten.
Onder de millioenen en millioenen wereldstelsels, wier centraal-
bollen wij des nachts aan den hemel zien schitteren, is ons Zonne-
stelsel wellicht niet een der voornaamsten of rijksten; maar het
is toch het eeni^e, dat wij in bijzonderheden kunnen kennen; liet
eenijce van wiens lichamen wij met zekerheid en juistheid de be-
wegingen kunnen weten, zoodat wij daardoor kunnen dringen in
de geheimen van de wetten, waardoor het beheerscht wordt, en daardoor
ook tot de algemeene wetten van het gansehc Heelal kunnen besluiten.
Met behulp van den telescoop en van de zoo geestig uitgedachte
spoktraalannlyse kan men niet het oog en de gedachte doordringen
tot afstanden, waarvoor de verbeelding schrikt: men heeft bewe-
gingen opgemerkt, die eeuwen vorderen om eenigzins merkbaar te
worden; men heeft de natuur der sterren kunnen bepalen, en de
chemische bestanddeelen van de stoffen, wier gloeing de bron is van
het licht, dat zij uitstralen.
Maar is de sterrenwereld een gebied voor de stoutste opvattingen
over den bouw van het Heelal, het is ook een veld, rijk aan gis-
sin<;cn en hypothesen, welke gegrond worden op de gevolgtrekkingen
en analogic\'n van de kennis, welke men heeft opgedaan. Hypothese
en waarheid dienen dan ook deugdelijk onderscheiden te worden om
op £cen dwaalweg te geraken en over de groote werken Gods geene
verkeerde begrippen te vormen.
Ziedaar de redenen, waarom de Zon met de planeten in de eerste
plaats het voorwerp onzer kennis moeten wezen. Voordat wij ons
werpen in die eindelooze diepten der hemelen, moeten wij eerst de
bijzonderheden leeren kennen van die hemelstreken, waarin wij ons
bewegen.
Van de Zon tot Neptnnus en tot aan de eindpalen, waar de ko-
ineten zich kceren, is voorzeker een veld, ruim genoeg voor eene
eerste proef.
-ocr page 27-
EERSTE BOEK.
DE ZON.
Voor ons aardbewoners is de Zon onder alle andere sterren, welke
die oneindige ruimte vervullen, ontegenzeggelijk de voornaamste en
gewichtigste. Zij is het middelpunt van alle lichamen, die tot haar
stelsel behooren, en door haren omtrek en grootte oefent zij een heer-
schenden invloed op al hunne bewegingen uit. Zij is, om zoo te
spreken, de onuitputtelijke bron van licht en warmte, en dus van
leven. Alle soorten van krachten, mechanische en chemische, welke
op aarde en op andere planeten ontwikkeld worden , putten uit haar,
als uit eene nooit opgedroogde bron. De zoo wonderbaar snelle gol-
vingen van dien oninetelijken hol, welke met meer dan blikseinsnel-
licid zich door den ether voortplanten, wekken overal in de lichamen,
welke zij treffen, verschijnselen van beweging, en naarmate de vorm
is, welke die bewegingen aannemen, veroorzaken zij of licht of warmte
of chemische verwantschappen, of wel elcctrische of magnetische
.stroomen.
                                                \'
Vanwaar komt die kracht, wier werkzaamheid verbeelding en ver-
stand overstelpt? Waardoor wordt die bron gevoed, die reeds zoo-
vele eeuwen haar licht uitstraalt? Volgens welke wetten heerscht
de Zon, die wellicht de moeder is van alle bollen, die om baar
heen loopen?
Mocht ook al de wetenschap al de vragen, die over de Zon gedaan
kunnen worden, niet juist en volkomen beantwoorden, toch is zij ge-
-ocr page 28-
14
slaagd op zeer velen eene goede uitlegging te geven; toch zijn eenige
beginselen vastgesteld, die eenmaal de grondslagen kunnen zijn voor
het juiste begrip der grondkrachten, die het gansehe Heelal beheer-
sclien. De sterrenkunde is thans in staat, om stellige bepalingen te
kunnen geven over den vorm, afstand en afmetingen der Zon: bare
omwenteling en voortbeweging in de ruimte is ontegenzeggelijk bc-
wezen. Over den physischen en chemischen toestand der Zon heeft
de wetenschap eene talrijke reeks hoogst belangrijke feiten bijeenge-
gaard. Aan die gegevens wijden wij dit eerste boek.
Later zullen wij zien, in welke betrekking de Zon staat tot de
overige sterrenwereld, en wij zullen haar terug vinden onder de inil-
lioenen sterren van den Melkweg.
Daarbij willen wij de hypothese van Laplace bespreken en aantoo-
nen boe, volgens die hypothese, in ver verwijderde tijdperken, vol-
gens bepaalde wetten, God uit den boezem der Zon de wereldstof
heeft kunnen doen voortkomen, welke eerst den vorm van nevelringen
aannam, en welke later volgens natuurlijke verdikking, zich tot bijna
ronde bollen vormden; zoodat wij met Seechi zeggen kunnen. dat
de aarde met al de planeten en hunne wachters, zoo vele kinderen
der Zon zijn.
1.
Vorm, afstand en afmeting dek Zon.
§ 1. De Zon mot het bloote oog beschouwd. Hare schijnbare bewegingen
hebben hunnen grond in omwenteling en omloop der Aarde. Vorm der schijf
aan den horizon. Werking en invloed der atmospherische refractie. — De
ware vorm is een volkomen eirkel. — De Zon, aan den horizon grooter sehy-
nend dan in het toppunt, is slechts gezichtsbedrog.
Men heeft kijkers noch telescopen noodig, om er van overtuigd te
zijn, dat de Zon zich beweegt. Dagelijks komt zij in het oosten op,
klimt meer of minder hoog boven den horizon, en beschrijft vol-
gens den tijd van het jaar, of volgens het geographiscb standpunt
van den beschouwer, een meer of minder uitgestrekten boog, totdat
-ocr page 29-
15
zij eindelijk ondergaat, d. i. onder den westelijken horizon verdwijnt.
Dit is de dagelijksche beweging, welke zij geineen heeft met
alle sterren, niet de Maan en de planeten: die beweging is echter
schijnbaar en heeft hare oorzaak in de dagelijksche wenteling der
Aarde om hare as.
Behalve de opgenoemde heeft de Zon ecne tweede beweging, welke
haar dagelijks doet overeenkomen met oostelijker geplaatste sterren.
Zij schijnt dagelijks op hare loopbaan iets ten achter te blijven, zoo-
dat zij in een jaar den ganschen omtrek des hemels doorloopt, van
daar bet verschil van dag en nacht, hetzij op dezelfde plaats op Aarde
of onder verschillende breedten; vandaar ook het verschil der jaar-
getijden. Die tweede beweging is echter ook slechts schijnbaar, en
komt voort uit de wenteling, welke de Aarde in een jaar om de Zon
maakt.
Die stralende bol is onbeweeglijk, want alleen de Aarde en de pla-
neten bewegen zich en zijn oorzaak van de opgenoemde schijn-
bare bewegingen; die onbeweeglijkheid der Zon bestaat echter alleen
met betrekking tot ons, want de Zon beweegt zich even als de pla-
neten, terwijl zij op hare as omwentelt. Zij zelve verplaatst zich
in de ruimte, en op die reis door de sterrenwereld voert zij haren
stoet planeten, wachters en kometen, evenals eenc meesteres met
zich mede.
Iedereen weet bij ondervinding, dat bet niet gemakkelijk is de Zon
met het bloote oog te beschouwen; haar verblindend licht kwetst het
oog, zonder dat men over den vorm of de schijnbare afmetingen van
den bol kan oordcelen. Om dat gevaar te vermijden, moet men het
oogenblik waarnemen, waarop zij des avonds ondergaat. Wanneer de
dampkring dan ecnigszins beneveld is, is het zonnelicht genoegzaam
verzwakt om de beschouwing gemakkelijk te maken. In zulk geval
vertoont zich de zonneschijf merkbaar elliptisch, langwerpig rond,
vooral het onderste gedeelte van haren omtrek. PI. I Fig. 1 kan een
denkbeeld geven van dat verschijnsel.
Zoo is echter de ware vorm der zonneschijf niet. Naar gelang der
hoogte verschilt ook de straalbreking veroorzaakt door de luchtlagen
aan den horizon, welke de lichtstraal moet doordringen. De verschil-
lende punten van den zonneomtrek worden ongelijk opgeheven, zon-
der dat de afmeting van de horizontale middellijn merkbaar verandert,
en daardoor is de elliptische vorm van het onderste gedeelte sterker
-ocr page 30-
lli
dan van het bovenste gedeelte. Soms is er in de onderste luchtlagen
eene zeer onregelmatige vermenging van dikke of dunne dampen,
zoodat de daaruit voortkomende straalbreking aan den omtrek der
Zon de zonderlingste gestalten geeft. Zulke vormen geeft ons PI. I
fig. 2 aan de zeekust.
Juister ziet men den vorm van de zonneschijf, wanneer deze eene ze-
kere hoogte hoven den horizon heeft bereikt en met dunne wolken
of nevelen is bedekt. Heter echter is het een kijker of telescoop te
gebruiken, wanneer men zorgt dat het ooggla» met een zwart ofdon-
ker blauw glas bedekt is.\'
Dan bemerkt men dadelijk, dat de zonneschrijf cirkelrond is en de
nauwkeurigste metingen hebben bewezen, dat alle willekeurig genomen
middellijnen even groot zijn. De Zon heeft dus voor ons oog den
vorm van een cirkel, en daar het even zeker is dat de Zon om hare
as wentelt en ons dus verschillende zijden van hare oppervlakte toe-
keert, zoo kan men daaruit veilig besluiten, dat de Zon bolrond is;
men heeft ook nergens eenig spoor van afplatting bij haar kunnen
opmerken.
Wanneer de Zon op- of ondergaat, schijnt zij gewoonlijk veel
grooter dan wanneer zij hoo# aan den hemel staat. In het middaguur,
waarop zij haar hoogste punt heeft bereikt, schijnt de schijf veel
kleiner dan des morgens of des avonds.
Datzelfde verschijnsel neemt men ook bij de Maan en alle andere
sterrenbeelden waar; echter bestaat dat verschil alleen in schijn, want
de Zon of Maan, met de nauwkeurigste werktuigen gemeten, geven
juist eene tegenovergestelde uitkomst, en men bevindt dat zij juist in
het toppunt grooter zijn dan aan den horizon.
Welke is nu de reden van het verschijnsel, waardoor iedereen be-
drogen wordt V
\' De oudere sterrenkundigen, die de Zon met kijkers beschouwden , kenden het ge-
bruik van donker gekleurde glazen niet. Zn beschouwden de Zon, wanneer die aan
den horizon stond of door nevelen bedekt was. Maar zelfs met de hierboven aange-
geven behoed middelen blijft eene aanhoudende studie der Zon gevaarlijk voor het ge-
zicht. Gallileï en Cassini z{Jn beiden blind gestorven. Men vergete ook niet, dat de
verbazende hitte welke in het brandpunt wordt ontwikkeld, zeer dikwijls de glazen
doet springen, vooral wanneer het voorwerpglas groot is. Een gemakkelijk en niet
gevaarlijk middel is, het beeld der Zon door een kyker in eene donkere kamer op
een wit scherm op te vangen.
-ocr page 31-
l\'I.AAT I
UK STKKKKNWKKKU»
flS*-t-
ö I Kllipl iki\'lie viicm «lt*r zonars i\'ht|ï aan d«ln horizon
■M
Kil!
. 2 ümnler! inyV vormen der zonneschijf tuui den horizon tier y.ce
-ocr page 32-
17
Verschillende redenen zijn voor dat verschijnsel gezocht. Eenigen
meenen, dat de dampen op de Aarde bij wijze van vergrootglas werken.
Anderen meenen, dat de oorzaak moet gezocht worden in de nabijheid
der voorwerpen aan den horizon, waarmede wij Zon of Maan verge
lijken. Euler geeft voor reden op den gebogen vorm van het lucht-
gewelf, waardoor wij oordeelen dat de hemelstreken aan den horizon
verder van ons af zijn, dan de streken boven ons hoofd.
Wat er ook de reden van moge wezen, dit is zeker, dat er in
zon- of maanschijf geen verschil in grootte is, noch aan den horizon
noch in het toppunt, en zoo er al verschil bestaat, dat het juist liet
tegenovergestelde is.
§ 2. Schijnbare afmeting der zonneschijf. — Verschil in den loop van een jaar. —
Hoevele zonneschijven noodig om rondom den horizon te bezetten. -- De Zon
uit de verschillende planeten gezien. - Verschillende graden van licht en
warmte door ieder van hen ontvangen.
De Zon bezit ongeveer dezelfde schijnbare afmeting als de Maau,
want beide schijven beslaan aan den hemel nagenoeg dezelfde ruimte;
op middelbaren afstand is echter de doorsnede der Zon iets grooter.
In den loop van een jaar is dat verschil grooter en kleiner, evenals
de doorsnede der Maan ons soms grooter en soms weder kleiner toe-
schijnt. In beide gevallen komt dat verschil uit dezelfde oorzaak voort,
omdat de Aarde zich of wel dichter of wel verder van die hemelli-
chamen bevindt.
Wanneer de Aarde zich het dichtst bij de Zon bevindt, wat men
perihelium noemt, dan is de schijnbare middellijn het grootste en be-
slaat .\'52\' 36", 5\', zulks komt voor op den ln Januari. Op den 1" Juli
echter is de Aarde het verst van de Zon verwijderd, wat men aphe-
Uum
noemt, en dan is voor ons oog de zonneschijf het kleinste onge-
veer 31\' 31",23. In de eerste dagen van April en October is de Aarde
op middelbaren afstand en beslaat de zonneschijf 32\' 4". Plaat II tig.
1 geeft de afmetingen der Zon op die verschillende tijdstippen. -\'
Aphelium van het Grieksche apo ,ver van, en ylios, de Zon; perihelium vanperi,
dicht bjj- In de meetkunde wordt de omtrek van een cirkel in 300 gelyke deelen
verdeeld, welke men graden noemt en aldus schrijft: 300°. lederen graad verdeelt
men in 60 minuten, aldus geschreven: 60\' en iedere minuut in 60 seconden, aldus: 60".
- Wanneer wjj de licht- of warmtegevende oppervlakte der Zon op haren gemid-
2
-ocr page 33-
ri.Avr n.
Dl: sTi\'i;i:i\'.N\\\\ï.i;r.u>
\'\'iv \'1 Schijnbare nfmelind d<*i\' /.<nin>-s. hitl\' uil de wrsehillende iil.niflcii
-ocr page 34-
18
De omtrek van den horizon of van eiken anderen grooten cirkel
over het hemelgewelf zou gevuld zijn met 673 zonneschijven van de-
zeltde afmeting als waarin zij zich aan ons oog vertoont hij haren
middelbaren afstand; 685 waren er noodig op het tijdstip van het
aphelium en 662 hij het perihelium.
De schjjnhare afmeting van een voorwerp verschilt veel naargelang
van den afstand waaruit wij het heschouwen: daarom moet de afme-
ting der zonneschijf zeer verschillen, naarmate men die uit de ver-
schillende planeten van ons Zonnestelsel beschouwt; hoe verder de
planeet verwijderd is, hoe kleiner de afmeting der Zon. Om getallen
te vermijden waarvan de voorstelling steeds moeielijk blijft, hebben
wij de verschillende afmetingen der Zon, op haren middelbaren afstand
van uit de voornaamste planeten beschouwd, hier bij elkander ge-
vocgd. Plaat II tig. 2,
Men vergetc echter niet dat al verandert de schijnbare grootte der
Zon, de innerlijke kracht van den lichtenden glans der Zon steeds
dezelfde blijft; wel te verstaan na aftrek van de opslorping, veroor-
zaakt door de dampkringen dier lichamen, over wier dichtheid wij
nog gecne juiste gegevens bezitten. De kracht dus van het licht of
van de warmte, door eenc planeet ontvangen, staat enkel in ver-
liand niet de uitgestrektheid der schijnbare oppervlakte van de zon-
neschijf. Om echter de gansche uitstraling op iederen bol te beoor-
deelcn moet men zoowel den afstand tot de zonneschijf in aanmerking
nemen, als de uitgestrektheid van het verlichte halfrond.
Uit Mercurius, de dichtst bij de Zon zijnde planeet, zou men de
Zon zien onder de grootste afmetingen, uit Neptunus integendeel on-
dcr de kleinste. De lichtgevende omtrek der Zon is 6670 maal groo-
tcr voor Mercurius dan voor Neptunus, die aan de grenzen van ons
zonnestelsel is geplaatst. Hij de beschouwing der physischc samen-
stelling der planeten zullen wij tevens de hoeveelheden licht en warmte
nagaan, waarmede de Zon hunne oppervlakte overstroomt. Hier echter
delden afstand stellen op 10,000, dan kr(jgt men voor den versten en dichtsten at-
stand de getallen 10,335 en 9,063. Diezeltde getallen w()zen ons tevens op de betrek-
keljjke hoeveelheden licht en warmte, welke op verschillende tijdstippen op Aarde
afstroomen, zoodat de Zon gedurende den winter de Aarde meer verlicht en ver-
warmt dan in den zomer: die schijnbare tegenstrijdigheid zullen w[j later oplossen,
sprekende over de jaargetijden.
                                 »
-ocr page 35-
19
kunnen wij reeds opmerken, dat, als de Zon ons zeven maal kleiner
toeschijnt dan uit Mercurius beschouwd en uit Xeptimus nog KKH)
maal kleiner, dat zij toch nog voor die zoo ver verwijderde planeet
een glans bezit, waardoor zij alle sterren overtreft, welke wij aan
den hemel zien. Geheel anders zou liet zijn. wanneer de Zon op een
afstand stond, gelijk aan de dichtst nabij zijnde vaste sterren. Op
zulk een\' onmetelijken afstand zou die verbazende lichtbol ons slechts
een punt toeschijnen, verloren onder de ontelbare vuurpuntcn van
den sterrenhemel.
§ 3. Afstand van de Zon tot do Aarde. — Wat men door parallaxe der zon ver-
staat. — Meeningen der ouden over den afstand. — Aangenomen parallaxe en
afstand. — Afstand, door voorbeelden opgehelderd.
Het meten van de schijnbare grootte der zonneschijf is voor de
sterrenkunde van het hoogste gewicht: want door die afmetingen,
die dag aan dag verschillen, is het mogelijk geworden den afstand
te bepalen, waarop iederen dag de Aarde van de Zon is verwijderd,
en daardoor heeft men een juist denkbeeld gekregen over den vorm
van de loopbaan der Aarde. Maar zoolang men den waren afstand
der Zon niet kent, uitgedrukt b. v. in halve evenaars of stralen dei-
Aarde, zoolang blijft men ook onbekend met de ware afmeting der
zonneschijf en met de lengte der aardbaan.
Wanneer wij ons nu een juist denkbeeld willen vormen over de
grootte der Zon en over andere phvsieke elementen, welke met die
afmetingen in betrekking staan, of wanneer wij eenc eenheid willen
hebben, waarmede wij de uitgestrektheid van ons Zonnestelsel en
later die van liet zichtbare Heelal kunnen nieten, dan komt alles
neer op de beantwoording der vraag: welke is de middelbare afstand
der Zon van onze Aarde\'? of welke is de middelbare straal van de
baan, welke de Aarde in een jaar rondom de Zon beschrijft? De
sterrenkundigen zeggen hetzelfde wanneer zij vragen: welke is de
parallaxe der Zon?
Verklaren wij eerst wat men door parallaxe verstaat; later zullen
wij in het derde deel uiteenzetten op welke wijzen men die parallaxe
zoekt en berekent.
Parallaxe, verschilzichl, van het Grieksche paralasso, ik verschil, om-
dat de parallaxe het punt aan den hemel schijnbaar verplaatst.
-ocr page 36-
20
Zij ba onze Aarde en
Hg. 1.
C D e k m het hemelgewelf:
zoo iemand nu de Zon Z
uit b beschouwde zou hij
haar zien in C, en zoo
iemand haar beschouwde uit
het middelpunt der Aarde
dus uit a zou hij haar in D
aan den heinel zien; dat ver-
schil uu is de parallaxe
en de hoek bza geeft dat
verschil aan. Wordt de Zon
of eene ster waargenomen
op het oogenblik dat zij bo-
ven den horizon komt, dan noemt men het verschil horizontaal
parallaxe, deze is immer de grootste; verder stijgende noemt men
het hoogte parallaxe: alleen in het toppunt bestaat er geene
parallaxe, omdat de geziehtstraal dan samenvalt met den straal uit
het middelpunt. Het verschil dat eene ster oplevert, wanneer zij be-
schouwd wordt uit twee verschillende punten in de baan, welke de
Aarde rondom de Zon beschrijft, noemt men j aar lijk se h e paral-
1 a x e. \'t Is dus hetzelfde wanneer men vragen zou, hoe groot zou de
hoek bza wezen, wanneer men uit het middelpunt der Zon de halve
middellijn der Aarde ba beschouwde?
De eerste eenigszins juiste bepaling van die parallaxe dagteekent
uit de vorige eeuw. Op zeer verschillende wijzen is men tot die uit-
komst geraakt en met ongeduld worden de jaren 1874 en 1882 af-
gewacht, waarop de planeet Venus over de zonneschijf zal gaan, om
dan niet de nauwkeurigste werktuigen berekeningen te maken en
uitspraak te kunnen doen tusschen de nog eenigszins uiteenloopende
uitkomsten van die verschillende berekeningen. Wij nemen voor al
onze volgende berekeningen de paralaxe der Zon 8"ö7 en volgen
daarin K. von Littrow, directeur der Keizerlijke sterrenwacht, te Weenen.
De straal der Aarde of de halve middellijn zou dus uit de Zon
gezien eene schijnbare afmeting hebben van 8",57 en de gansche
niiddcllijn dus eene lengte van 17", 14. Door eene eenvoudige bere-
kciiing verkrijgt men dan voor den middelbaren afstand der Zon.
25
24,.\'5(K) aardstralen of 153,000,000 kilometers.
-ocr page 37-
21
Vóór liet jaar 1769 hadden de sterrenkundigen op zeer verschil-
lende en niteenloopende wijzen den afstand der Zon berekend. \'
Ue seliool van Pythagoras, welke over het wereldstelsel reeds zeer
juiste begrippen had, nam voor den afstand der Zon 18,000 mijlen;
daardoor zou de ware middellijn der Zon slechts Ki7 mijlen lang
zijn, en zoo begrijpen wij hunne vergelijking dat de Zon grooter
was dan de Peloponesus. Aristarehus van Sanios en op zijn voetspoor
Ptolomeus, Copernicus en Tvcho stelden dien afstand op 12ÓO aard-
stralen of ongeveer 2 millioen mijlen, dat was 20 maal kleiner dan
de ware afstand. Keplcr verdrievoudigde dat getal. Cassini en La-
caille echter waren het dichtste bij de waarheid: want zij schatten
den afstand op 28,000 en 21,000 aardstralen. Nog geeft ons d\'Alembert
eene berekening op van een ongenoemde, die den afstand bepaalt op
24,000 aardstralen. Arago geeft in zijne populaire sterrenkunde den
afstand door Riceioli en Hevelius gevonden op 7000 en 5,200 aard-
stralen; eindelijk nog die van liicher en Maraldi, die hunne bereke-
ningen maakten uit de oppositie van Mars op 21712 en 20(i2<> halve
middellijnen of stralen onzer planeet.
20
153,000,000 kilometers of 20,656,000 geogr. mijlen is dus in ronde ge-
tallen de afstand der Zon van de Aarde en wel de middelbare afstand,
waarop zij zich bevindt in de eerste dagen van April en October,
de andere afstanden zijn:
In hel perihelium, 1 Jan., 150,000,000 kilomeiers.
Li hel aphelium,
1 Juli, löf>,000,000 kilometers.
Deze getallen geven ons echter geen genoegzaam denkbeeld van
den afstand, welken zij uitdrukken. Door het gebruik van zekere mid-
delen en vergelijkingen kunnen wij er ons eerst eenigszins een begrip
van vormen; want wanneer de afstand zich verder dan ons gezicht
1 Zie hier eenige dier uiteenloopende uitkomsten. Uessel vond door berekening en
vergelijking der verschillende overgangen van Venus in de vorige eeuw, dat de
zonneparallaxr geljjk stond aan.......................................... 8",58.
Polawski, door dezelfde wjjze........................................... 8",86.
Winaecke, door berekening op Mars...................................... 8",9C.
Ilansen, door de parallaetisehe effening der Maan.......................... 8"92.
Stone.................................................................. 8",93.
Leverrier, naar de bewegingen van Mars, Venus. de Aarde................. 8",95.
Foucault, uit de berekening over de snelheid des lichts ..................... 8",8fi.
-ocr page 38-
22
uitstrekt dan lost zich liet l>eeld op en wij zijn genoodzaakt tot an-
dere middelen onze toevlucht te nemen; dan vragen wij h. v. hoeveel
tijd eene kracht, wier snelheid wij kennen, noodig heeft om dien
afstand te doorloopen, en zoodoende komt het denkbeeld van duur
het begrip van uitgestrektheid te hulp. Wanneer wij nu van zulke
middelen gebruik maken, begrijpen wij beter den afstand, welke de
Aarde van de Zon afscheidt.
Het licht doorloopt geregeld in ééne seconde 2(J8,000,<MX) meters.
Van de Zon tot de Aarde heeft bet licht noodig 513 seconden en 42
honderdste deelen of 8\' 33",42.
Een kanonskogel van 12 pond nit het stuk gejaagd met eene lading
van (i pond kruit, vliegt in de eerste seconde voort met eene snel-
heid van 500 meters. Wanneer hij die snelheid zou bewaren tot aan
de Zon, zou bij !• jaar en 8[ maand noodig hebben om haar te bereiken.
Wanneer wij ons een spoorweg denken, die in rechte lijn onze
Aarde met de Zon verbindt, dan zou een sneltrein, die geregeld
50,000 meters per uur doorloopt, 351 [ jaar noodig hebben om dien
afstand af te leggen. In Januari 1871 vertrokken, zou bij eerst in
Juni 2222 de Zon bereiken.
12,800 tegen elkander geplaatste aardbollen zouden de ruimte vullen
tussehen onze Aarde en de Zon.
Eenige planeten zijn dichter bij de Zon dan onze Aarde, maar een
groot aantal zijn er ook veel verder van verwijderd. Neptunus, die,
voor zoover wij weten, de laatste van ons zonnestelsel is, staat der-
tig maal verder verwijderd dan de Aarde. Het licht nu doorvliegt die
ruimte in 4 uren, 16 minuten, 30 seconden; de kanonskogel zou
291. jaar noodig hebben en de sneltrein 10,545 jaar, om van Neptu-
nus tot de Zon te geraken.
§ 4. Ware afmetingen der Zon. Middellijn, omtrek , oppervlakte en inhoud der
Zon. — De omvang der Zon vergeleken met de Aarde. — Vergelijkingen.
Wanneer de Zon, niettegenstaande haren verbazenden afstand, ons
reeds een aanzienlijke bol toeschijnt, dan moet voorzeker haar wa-
re omtrek verbazend groot wezen. De zonneschijf later zullen wij
zien dat baar cirkelvorm reeds een kogelvorm te kennen geeft
heeft inderdaad een niiddellijn 112 maal grooter dan die van onze
Aarde. Het verschil tussehen die twee bollen kunnen wij gemakkelijk
ons aldus duidelijk maken. De parallaxe der Zon namelijk is 8",57,
-ocr page 39-
23
liet dubbel er van is de lengte van de middelijn van onze Aarde, uil
de Zon gezien, dus 17",14 en de middellijn der Zon uit de Aarde
gezien is ongeveer 32\' of\'juister 1923 ",86; nu deele men slechts dit
getal met de middellijn der Aarde en de uitkomst duidt het verschil
aan: de middellijn der Zon is dus 112 maal grooter dan die van
onze Aarde.
Wanneer men nu de verschillende afmetingen der Zon beschouwt
de lengte uitgedrukt in kilometers, de oppervlakte in vierkanten en
de inhoud [in kubieken dan komt men tot de volgende uitkomsten:
De halve middellijn of straal der Zon is 714,88(5 kilom. of 96,515
geogr. mijlen. De omtrek over een van hare groote cirkels is 4,493,530
kilom. of 606,660 geogr. mijlen. Al die afmetingen zijn steeds 112
maal grooter dan die van onze Aarde. \'
De oppervlakte der Zon n. 1. van haar lichtgevend beklecdsel is
niet minder dan 12,593 maal de oppervlakte van onzen aardbol. Haar
inhoud uitgedrukt in kubieke mijlen bedraagt 3,759,100,000,000,000.
Om van eene massa, door zulk een getal uitgedrukt, ons eenigszins
een begrip te vormen, is het noodig die te vergelijken met onze Aarde
die zelf 2,(5;">!),000/HX) kubieke mijlen inhoud heeft, en dan komt men
tot de slotsom dat de Zon alleen gelijk staat niet ongeveer 1,413,400
van onze aardbollen. De Aarde is niet de grootste der planeten, want
Jnpiter, Saturnus, Uranus, Neptunus zijn ieder 1469, 905, 98 en 88
maal grooter dan de Aarde; maar denkt men zich alle planeten en
hunne manen tot één lichaam vereenigd, dan zou toch de Zon nog
600 maal grooter zijn dan de verecniging van die allen.
\' Een eenvoudig hulpmiddel leert ons uit den afstand der Zon hare ware afmetin-
gen kennen. Men neme een cartonnen schijf v»n eene onbepaalde middelen, b. v.
een palm of decimeter en verwijdert die zoo ver van het oog, dat zjj juist den om-
trek der Zon bedekt, dan zal men bevinden dat de afstand tusschen oog en sohjjf 10
Fig. 2.
Afmeting der Zon afgeleid uit haren afstnnil
-ocr page 40-
i\'l
De Maan is van ons <><» aardstralen verwijderd, dat is 381,978,990
meters.
Welnu, in de vooronderstelling dat de Zon bol en de Aarde in haar
middelpunt geplaatst was, kon de Maan binnen de Zon zich op den-
zelfden afstand om de Aarde bewegen als thans, terwijl de Maan
toch noch 52 aardstralen of 331,048,458 meters van de oppervlakte
der Zon verwijderd bleet\'.
Hg. s                                             Arago verbaalt
iu zijne populaire
sterrenkunde de
volgende vergelij-
king, die wel in
staat is ons een
denkbeeld te geven
van den wónder-
vollen omvang der
Zon.
Ken professor be-
dacht bet volgende
middel om zijne
leerlingen een be-
grip te geven van
de ware grootheid
der Zon. Hij tel-
Betrakkeiyke afmeting der zonneschijf, rad den omloop der Maan.          **e (ie giaailKOirelS
van een liter en bevond dat het getal middelbare grootte 10,000
was; een decaliter bevatte er dus 100,000 en 14 zulke decali-
ters 1,4(H),0<>0. Toen bij dus die 14 decaliters op één hoop schudde,
zonderde bij er één graankorrel van af en sprak: die ééne graan-
millimoters 72 bedraagt. Wanneer men nu onderstaande figuren beziet, dan is het
gemakkelijk op te merken, dat er tusschen den waren omtrek der Zon en dien van de
cartonnen schijt, dezelfde verhouding bestaat als in den afstand, welke den beschou-
wer afscheidt van beidt! voorwerpen.
De middellijn der Zon is dus gelijk aan zoovcelmaal een decimeter als de afstand
van het oog tot de schjjf 10\'" >» 72 vervat is in den afstand der Zon of 153,000,000
kilometer, en dan verkrijgen wjj ongeveer 1,420,000 kilometers.
De wjjze door de sterrenkundigen gebezigd is wel minder eenvoudig, maar steunt
toch op hetzelfde beginsel.
-ocr page 41-
25
korrel vertegenwoordigt nu de Aarde en die gansche boop de Zon.
Wanneer wij later de afmetingen der Aarde zullen nagaan, ons
door die graankorrel voorgesteld, dan duizelt onze verbeelding hij de
grootheid van die fakkel, welke onze wereld bestraalt, die zelf toch
maar eene lichtende stip is in die onmeetbare ruimte verspreid.
Omdat de Aarde slechts een enkel lid is van het groote planeten
gezin, zouden wij die vergelijkingen van onderlinge grootheid voort
moeten zetten en toepassen op de voornaamste hollen, die rondom
die Zon wentelen. In de afzonderlijke beschrijving echter van ieder
hunner zullen wij gelegenheid genoeg hebben om over hunne eigene
afmetingen uit te weiden en daarbij de juiste getallen op te geven :
vergenoegen wij ons heden om bij benadering de betrekkelijke grootte
en afstand van de Zon en de Aarde nog door een paar voorl>eelden
op te helderen.
Wanneer wij de Zon afbeelden als een bol van één decimeter, dan
zou de Aarde moeten voorgesteld worden door een korreltje van nog
geen millimeter middellijn, dat wij op 21,m44f> van den zonnebol
moeten plaatsen. Wanneer wij ons de Aarde voorstellen als een ge-
wone aardglobe van 30 centimeters middellijn, dan zouden wij de
Zon moeten voorstellen als een bol van ;)2:»,44 middellijn en wel op
een afstand van 3500 meters.
Omdat men beter den invloed begrijpt welken eene ster, zooals onze
Zon is, uitoefent door hare reusachtige afmetingen op de andere licha-
men, welke om haar wentelen, zijn hier zoo vele gemeenzame ver-
gelijkingen gegeven om aan onze zinnen en vervolgens aan ons
verstand het juiste begrip te geven van zulke verhoudingen.
II.
Omwenteling der Zon.
§ 1. Omwenteling der Zon, door J. Bruno en Kepler verondersteld, door Fnbri-
eius en Gallileï ontdekt. — De zonnevlekken, hunne schijnbare beweging. —
De Zon wentelt van het Westen naar het Oosten.
De Zon wentelt met eene gelijkmatige beweging, in een tijdsver-
loop van bijna 25} dag, om hare as.
-ocr page 42-
26
De ontdekking van die bcwe^in^, van zulk groot belang voor de
sterrenkunde, had plaats in het begin der zeventiende eeuw, toen men
door de toen uitgevondene kijkers de Zon begon te beschouwen. Aan
onzen Hollandschen sterrenkundige Joannes Fabricius komt de eer van
die ontdekking toe, zooals blijkt uit het verslag- dat hij in 1(511 in
het licht gaf. Jordanus Bruno en Kepler hadden die wenteling der
Zon wel ondersteld maar niet bewezen. Gallileï echter, die in hetzelfde
jaar de zonnevlekken ontdekte, kwam tot hetzelfde besluit als onze
geleerde vaderlander.
Zie bier de omstandigheden, waaraan Fabricius die ontdekking te
danken had.
Toen Fabricius op zekeren dag met een\' kijker de zonneschijf be-
schonwde, zag hij op hare oppervlakte eene donkere vlek, welke bij
in den beginne voor eene wolk hield; nauwkeurig echter dat verschijn-
sel beziende, bemerkte hij dat bij zich bedroog. De hoogere klim-
ming der Zon en haar verblindende glans, (want men bediende zich
nog niet van gekleurde glazen,) noodzaakten hem het onderzoek tot
den volgenden dag uit te stellen. "Het overige van den dag en den
"daarop volgenden nacht," zoo verhaalt hij , -\'brachten wij, (mijn vader
"en ik,) in groote spanning en ongeduld door; al gissende wat toch
"die vlek kon wezen. Heeft die vlek, zoo redeneerde ik, haren
"zetel o]) de Zon, dan zie ik haar morgen terug, maar behoort zij
"niet tot de Zon, dan is zij ook verdwenen. Den volgenden dag zagen
"wij, vol vreugde, baar weder; bemerkten echter dat zij een weinig
"van plaats was veranderd, waardoor onze onzekerheid nog vermeer-
"derd werd. Nu beproefden wij de zonnestralen door eene kleine ope-
"ning in een duister vertrek op een wit papier op te vangen en zagen
"nu duidelijk die vlek in den vorm eener langwerpige wolk. Gedu-
"rende drie dagen belette eene betrokkene lucht verdere nasporingen
"te doen. Na verloop van dien tijd ontdekten wij op nieuw die vlek,
"welke schuins naar het westen was voortgegaan; en tevens bemerk-
"ten wij aan den rand der zonneschijf eene andere kleine vlek, die
"na eenige dagen het midden der Zon had bereikt. Eindelijk kwam
"er een derde, terwijl de eerste aan den westelijken rand verdween,
"gevolgd door de anderen. Nu vervulden mij hoop en vrceze of ik ze
"wel terug zou zien, totdat 10 dagen daarna de eerste weder aan
"den oostelijken rand der Zon verscheen: daaruit begreep ik dat er
"eene omwenteling op de Zon plaats greep; langzamerhand bevestigde
-ocr page 43-
27
"ik mij zelve meer en meer in flat denkbeeld; terwijl ook anderen ,
uaan wie ik die vlekken toonde, er van overtuigd werden. Toch
"hield de twijfel mij tegen, om mijne ontdekking bekend te maken,
"en bijna bad ik berouw er zoo veel tijd aan besteed te hebben;
"want ik bemerkte, dat die vlekken hare onderlinge afstanden
"niet behielden en dat zij in vorm en snelheid veranderden: grooter
"was echter later mijn genot, toen ik er de reden van begreep; want
"aangenomen dat die vlekken zich op het lichaam der Zon be-
" vinden, dat bolvormig is, zoo kon het niet anders of die vlekken
"moesten kleiner worden en langzamer voort schijnen te gaan, naar
"mate zij den rand der Zon naderen.
"Wij noodigen de minnaars der natuurkundige wetenschappen uit,
"om met deze schets hun voordeel te doen. Zeker zullen ook zij dan
"veronderstellen, dat de Zon eene wentelende beweging heeft, zoo
"als Jordanus Bruno in zijne verhandeling over het Heelal (1591)
"en Kepler in zijn bock over de beweging van Mars reeds aandui-
"den; want zonder omwenteling begrijp ik bet volstrekt niet, wat
"er van de vlekken te maken is."
Gallileï drukte zich nauwkeuriger uit. Hij mat den duur van den
tijd, waarop de vlekken zich vertoonen en gaf daarvoor ongeveer
14 dagen.
Eene halve eeuw dus vóór dat men de omwenteling van Venus,
Mars en Jupiter ontdekte, kwam men reeds tot de kennis van de
omwenteling der Zon.
Zonder ons voor het oogenblik op te houden niet de natuur dier
vlekken, waarover later, willen wij eerst nagaan, hoc de waame-
ming van eene zonnevlek er ons toe brengt, de beweging der om-
wenteling, de gelijkvormigheid en den duur nader te bepalen.
Wanneer men met behulp van een astronomischen kijker\', die ons
een omgekeerd beeld geeft, eene zonnevlek beschouwt op het oogen-
blik, dat zij voor ons op de zonneschijf zichtbaar wordt in a bijv.
fig. 4 aan den oostelijken kant der Zon, dan beeft zij den vorm van
\' Een astronomische kijker bestaat, om meer duidelijkheid te verkrijgen, uit slechts
twee glazen, maar geeft een omgekeerd beeld, wat echter voor de beschouwing des
hemels niet hindert. Men ziet dus het bovenste gedeelte der Zon het onderste,
het onderste het bovenste, het linksche gedeelte rechts en omgekeerd. Men dient dit
in het oog te houden om de schijnbare beweging der vlekken goed te begrijpen.
-ocr page 44-
28
eene streep, ten minste langwerpig smal: in de eerste (lagen is hare
beweging naar het midden langzaam. Dagelijks wordt zij grooter
en schijnt sneller voort te gaan, totdat zij het midden heeft be-
reikt, of het midden van haren loop op de schijt\' in o. Van o nu
i i» i
naar b vermindert wederom die snelheid in
dezelfde verhouding als die vermeerderd
was van a naar o.
Waar de verschillende vlekken zich ook
gelijktijdig mogen bevinden, niet betrekking-
tot elkander beschrijven zij altijd even wij -
dige lijnen, dan eens recht dan eens schuins
over de zonneschijf, al naar het tijdstip der
waarneming. Overigens, hoe verschillend zij
. , , ,,
         ook zijn in vorm en in afmeting; aan den rand
Schünbarc Iteweginp uit vlekken vmi                 •\'                                                      ° \'
den Oost- naar den Westkant der Zon. /Jjn zjj n,oeielijk te bCSchoiUVCn ; (Ultt Schijnen
zij zeer eng op hunne loopbaan of meer in het loodrecht verlengd;
terwijl zij dichter bij het midden grooter schijnen te worden: steeds
hebben zij denzelfden tijd noodig voor hunnen overgang van den
oostkant tot den westkant, waar en hoeverre van het midden zich
ook hunne banen bevinden; terwijl men tevens bevindt dat bun ver-
dwïjnen achter de schijf bijna even lang duurt als hun zichtbaar zijn
op de schijf en wel iets minder dan 14 dagen.
Deze omstandigheden bewijzen ontegenzeggelijk dat de Zon om
hare as wentelt; want die vlekken zijn tijdelijke toevalligheden op
hare oppervlakte, en daardoor is bet ons gegeven die oppervlakte in
haren gansenen omtrek te beschouwen.
Die vlekken belmoren tot de oppervlakte der Zon; want als er
sprake kon wezen van lichamen die op zekeren afstand rondom de
Zon wentelen, even als de planeten,\' dan zon in de eerste plaats
hunne beweging zeer gelijkvormig wezen; hoe grooter hun afstand
van de Zon, hoe grooter ook hunne snelheid, zooals men dat waar-
1 Gallileï bestreed reeds de meening van Selieiner, die aanvankelijk geloofde, dat
die vlekken hun zetel niet in de Zon hadden, maar gelijk waren aan planeten, die
rond de Zon wentelden en ons dan hnnne duistere zjjde toekeerden, zoo als met
Mercurius en Venus gebeurde. Schelder werd echter van het tegendeel overtuigd,
deed eene groote menigte waarnemingen, die h\\j in 1630 uitgaf in een folio werk
van 800 pag. onder den titel Rosa Ursina.
-ocr page 45-
29
neemt bij de overgangen van Venus en Mercurius. Overigens zouden
die lichamen dan zwart tegen de Zon afsteken, en zoowel aan den
rand als in het midden steeds dezeltde afmetingen behouden en van
eene verandering in den vorm, zooals wij bij die vlekken opmerken,
kon geen sprake zijn. Eindelijk de duur van den overgang moest
veel korter zijn dan het tijdsverloop waarop zij verdwijnen, omdat
dit een veel grooter deel van hunnen loop moest zijn.
Nog heeft men eene andere veronderstelling gemaakt, en wel, dat
die vlekken eene eigene beweging hadden en niet van de beweging
der Zon afhingen; dat de Zon dus stilstond en niet wentelde, maar
alleen de vlekken voortgingen. Iets is er in die bewering dat waar
is, en wel dat die vlekken eene eigene beweging hebbeu; hoewel
het toch de Zon is, die de vlekken voorttrekt en oorzaak is van
hunne beweging: anders was het onmogelijk dat zulke afgezonderde
lichamen, die noch van de Zon, noch van elkander afhankelijk wa-
ren, zulk een regelmatigen loop konden behouden, en zich in zulke
evenwijdige loopbanen konden bewegen. Het verschil van snelheid,
dat men waarneemt bij den overgang eener vlek is juist een bewijs
voor de gelijkvormigheid der zonneomwenteling; want als men de
verhouding berekent, welke er bestaat tusschen de schijnbare en ware
snelheid op de oppervlakte van een bol, dan bevindt men dat deze
juist overeenkomt met de uitkomsten, welke de meetkunde verkrijgt,
wanneer zij eene gelijke omwenteling veronderstelt.
Het is dus een feit, dat geen twijfel meer toelaat: de Zon wentelt
om zich zelve in de richting van de regter- naar de linkerhand, met
betrekking tot iemand, die zich in het vlak van haren evenaar zon
bevinden, met het gelaat naar het noordelijk halfrond. Diezelfde rich-
ting van omwenteling en vooruitgang bestaat bij de Aarde en alle
andere planeten: men duidt dit aan door te zeggen, dat zij zich be-
wegen van het westen naar het oosten.\'
§ 2. — Verschil tusschen tle schijnbare en wan omwenteling der zonnevlekken.—
Polen en evenaar der Zon. — Vorm der loopbanen van de vlekken , volgens
den tjjd van het jaar. — Verschil van den duur der omwenteling, waargenomen
volgens de breedtegraden der vlekken.
1 Wanneer men de Zon beschouwt, keert uien zich naar het zuiden van den hori-
zon; voor ons geschiedt dus de omwenteling der Zon van het oosten naar het wes-
ten, maar op de Zon zelve van het westen naar het oosten.
-ocr page 46-
:;<»
De schijnbare omwenteling der zonnevlekken is liet tijdsverloop,
dat eene vlek noodig heeft om uit het middelpunt der zonneschijf
weder voor den beschouwer tot dat zelfde middelpunt terug te kee-
ren. Dat tijdsverloop verschilt, zooals wij zien zullen, volgens de
breedte, waarop de vlekken zieli van den zonne-equator bevinden:
daardoor kan men het verschil uitleggen, dat de sterrenkundigen in
hunne berekeningen hadden. Cassini hcpaalde die omwenteling op
27 dag. 12 uur 20 min., Lalande op 27 dag. 7 uur 37 min., Langier
op 27 dag. 4 uur middelbare zonnedagen.
Die schijnbare omwenteling, de synoditche genoemd, is echter veel
langer dan de ware de astcrische; want gedurende de omwenteling
der Zon gaat ook de Aarde op hare haan om de Zon voort. Wanneer
de Aarde onbeweeglijk bleef, dan zou, in de veronderstelling dat ook
de vlek geene eigene beweging heeft, de tijd welke die vlek noodig
heeft, om uit het midden tot het mid-
Hg. 5.
den terug te keeren, ook juist den tijd
aangeven, welke de Zon voor hare om-
wenteling noodig heeft. Wanneer de
Aarde echter haren loop volbracht in
denzelfden tijd, waarin de zonnevlek
hare omwenteling doet, dan zou de
waarnemer op de Aarde steeds in ge-
lijke lijn met de vlek blijven, die voor
hem onbeweeglijk zou schijnen.
Tusschen die beide veronderstellingen
nu ligt de waarheid; want terwijl de
Zon omwentelt, gaat de Aarde een
gedeelte van hare baan voort. Wan-
neer dus de vlek hare omwenteling
heeft gedaan en in het midden is ge-
komen , dan neemt de waarnemer de
vroegere plaats niet weer in, want hij
Yerlchil van de schijnbare omwenteling
der Zon met de ware.
is met de Aarde voortgegaan: de vlek
moet dus nog een deel omwentelen om
voor den beschouwer weder in het midden der zonneschijf te komen.
De schijnbare omwenteling is dus juist zoo veel langer als de Aarde
gedurende dien tijd is voortgegaan.
Wanneer v eene vlek is, welke door een waarnemer, op Aarde in
-ocr page 47-
31
A zijnde, in liet midden der zonneschijf z gezien wordt , dan zal,
wanneer die vlek na haren omloop weder in v gekomen is, de be-
Bchouwer niet de Aarde tot in A\' zijn voortgegaan en dos voor hein
heeft de vlek het middelpunt nog niet bereikt, maar moet voortgaan
tot in v\'. De zaak is dus, te weten hocvele graden, minuten of se-
eonden de boog tusschen v en v\' bevat, of wat hetzelfde is, hoe groot
de baan is welke de Aarde van A tot A\' heeft doorloopen.
De ware omwenteling der Zon is dus gelijk aan de schijnbare;
daarvan afgetrokken ongeveer twee dagen, welke de Aarde noodig
heeft om van A tot A\' te komen: zoodat eene vlek, die om voorliet
oog van den beschouwer van midden tot midden te wentelen, noodig
heeft 27 dagen 4 uur, voor de ware omwenteling geeft 2h dagen
en S uren.
Uit de loopbaan eener vlek kan men met juistheid de richting van de
omwentelingsas bepalen en dus ook de beide polen en den evenaar
der Zon. Wanneer de as loodrecht op de baan stond, welke de Aarde
om de Zon beschrijft, dan zou daarvan een noodzakelijk gevolg wezen
dat alle vlekken, waar zij zich ook bevinden, op de zonneschijf altijd
evenwijdige loopbanen met den evenaar der Zon moesten hebben. De
waarneming toont ons dat zulks niet plaats heeft, omdat de vlekken
volgens het jaargetijde bolronde lijnen beschrijven naar boven of naar
onder; maar nooit evenwijdig met de loopbaan der Aarde : dus staat
de as der Zon niet loodrecht op den ecliptica.
Volgens Carrington belt de evenaar der Zon 7° 15\' op de loopbaan
der aarde; zoodat de as, welke de beide polen der Zon zou vereeni-
gen met de aardbaan, een boek maakt van 82°4f>\'. Hieruit volgt dus,
dat de Aarde in baren jaarhjkschen omloop, zich dan eens boven,
dan eens onder den evenaar der Zon bevindt. Wanneer zij er zich
boven bevindt, b. v. in Juli en September, dan beschrijven de vlek-
ken bolronde lijnen naar de noordpool der zon gericht: maar be-
vindt de Aarde zich onder den evenaar der Zon, b. v. in Februari
en Maart, dan zijn die lijnen bolrond naar de zuidpool geriebt. Op
twee tegenover elkander liggende punten staat de Aarde in hetzelfde
vlak met den evenaar der Zon : die beide punten noemt men den
klimmenden of dalenden knoop, al naar dat de Aarde van [dat punt
boven den evenaar der Zon klimt of er onder daalt. Op den 4n Juni
en den (\'m December hebben die beide overgangen over den1 evenaar
der Zon plaats, en dan schijnen de vlekken op de zonneschijf voor
-ocr page 48-
32
ons rechte lijnen te beschrijven , hoewel in tegenovergestelde richting,
al naardat de knoop klimmend of dalend is.
Wanneer de omwenteling der Zon, zooals wij die opmaken uit
de waarneming der vlekken, volkomen gelijkmatig was, dan moest
de berekening van den waren omwentelingstijd steeds dezelfde iiit-
komst geven, en daaruit zou dan volgen moeten, dat de vlekken
geene eigene beweging of verplaatsing hadden. Eene nauwkeurige en
Kig. C.
Februari.                                          Maart.                                         4 Juni.
Juli.                                          September.                                6 December.
Vorm der lgnen door de vlekken op de zonneschijf besebreven op verschillende tijden des jaars.
voortdurende studie dier bewegingen heeft echter geleerd, dat er zulk
eene regelmatigheid niet bestaat. Vooreerst de vlekken veranderen van
vorm, verminderen en vermeerderen in omvang en dat alleen zou
ons reeds de reden geven, waarom de berekeningen verschillen;
maar weldra giste men ook, dat de vlekken, behalve de algemeene
beweging, waarin de gansche bol der Zon deelt, zich zelven ook op
de oppervlakte verplaatsen en dus eene eigene beweging hebben.
Uit een groot aantal zeer nauwkeurige waarnemingen, welke wij
aan Laugier te danken hebben, blijkt, dat niet alleen verschillende
vlekken in hunnen omloopstijd verschillen, maar dat men zelfs bij
dezelfde vlek zulk verschil waarneemt. Zoo wezen 29 waargenomen
-ocr page 49-
33
vlekken op een\' middelbaren omloop van 25d*ff34, terwijl hun maximum
was 20<l»s23 en hun minimum 25d*«28. Dezelfde vlek gat\'voor hare om-
wenteling getallen die van 2 tot 5 uren verschilden. Daardoor werd het
uitgemaakt dat ook de vlekken eene eigene beweging hadden; welk bc-
wijs nog versterkt werd. toen men den afstand van twee vlekken mat.
Uit dat alles trok de genoemde sterrenkundige het besluit. dat eene
vlek zich verplaatst niet eene snelheid van 111 nieters in de seconde.
Een feit echter van het hoogste belang en volkomen in overeen-
stcinining met de overige waarnemingen is kortelings openbaar ge-
maakt door een Engelschen sterrenkundige, < barrington genaamd. Ge-
durende zeven en een half jaar, maakte hij eene aanhoudende studie
der zonnevlekken en kwam tot het besluit, dat de vlekken zich niet
overal met dezelfde snelheid verplaatsen : die snelheid verandert vol-
gens de plaats, welke de vlekken innemen in betrekking tot den
evenaar der Zon.
In het algemeen hoe dichter een vlek bij den evenaar, hoe sneller
hare beweging; en boe grooter hare breedte is, dat is. hoe verder
van den evenaar, boe langzamer hare omwenteling. Dat verschil re-
gelt zich volgens eene vaste wet: later zullen wij zien, welke ge-
volgtrekkingen men daaruit gemaakt beeft voor de physische gestel-
tenis der Zon.
Zie hier eenige der vcrkregene uitkomsten van Carrington. I
27,445
ot
\'27
dag.
10
uur
40\' 48"
26,207
n
26
n
4
n
58\' 4", 8
25,714
n
25
n
17
r>
8\' 9",6
25,382
»*
25
y,
9
..
10\' 4\',8
25,145
n
25
"
3
••
28\' 48\'
25,029
n
25
n
0
■•
41\' 45",0
24,913
n
24
••
21
n
54\' 43",2
24,971
••
24
••
23
n
18\' 20r,4
25,233
••
25
••
5
••
35\' 31\',2
25,503
n
25
■*
13
n
30\' 43\',2
25,745
••
25
■•
17
••
52\' 48"
26,535
V
26
..
12
••
50\' 24"
28,458
••
28.
\'•
in
••
59\' 31",2
X 00°
I \\30°
§ j 20°-
15°
8 I io°
Evenaar 0°

10°
15°
20°
| / 30°
45\'
1 Spoerer een Duitsuli sterrenkundige is ook na eene reeks van waarnemingen tot
hetzelfde besluit gekomen.
3
-ocr page 50-
34
Het gevolg van de omwenteling der Zon zon moeten wezen, dat zij
aan de polen eene afplatting moest hebben, als een noodzakelijk ge-
volg van de middelpuntvliedende kracht. Zoo immers is de vorm 011-
zer Aarde en der planeten Mars, Jupiter en Saturmis; maar in de
verschillende middellijnen der Zon is geen verschil waar te nemen.
De oorzaak hiervan is zeker te zoeken in het groote overwicht, dat de
zwaarte heeft op de middelpuntvliedende kracht, die om de langzame
beweging der Zon zeer zwak moet wezen.
Wanneer wij hier van eene langzame beweging spreken, vergete
men niet, dat er dan alleen spraak is van eene snelheid door hoe-
ken gemeten: want om den verbazend grooten omvang der Zon ver-
krijgen de punten op hare oppervlakte eene duizelingwekkende snel-
heid. Zoo doorloopt een punt op den evenaar der Zon niet minder
dan 2013 nieters in de seconde, eene snelheid meer dan viermaal
zoo groot als de snelheid van een punt op onzen evenaar, dat 4t\'»4
meters in de seconde doorloopt.
Zie hier bij elkander gevoegd de uitkomsten verkregen door de
beide sterrenkundigen, die zich bijzonder met de beschouwingen, in
deze afdeeling behandeld, hebben bezig gehouden.
ELEMENTEN.                    CaRRINGTON. SpOERER.
37° 57\'                  74° 37\'
7° 1:")\'
                     6° 57\'
14° 1H\'                   14° 2GG4
2ó<i- :\\x                   2;")«i, 2340
I
knoop.........
Helling.........
Dagelijksche wenteling
Geheele wenteling . .
III.
De Zonnevlekken.
s 1. Zonnevlekken; kern on halfschaduw. — Lichtende vlekken ol\'fakkels: limi
verband met de duistere vlekken. — Verschillende vorm en afmeting der zon-
nevlekken. — Ontstaan, verandering en beweging dier vlekken
Aan «Ie uitvinding der kijkers en telescopen hebben wij de ontdek-
-ocr page 51-
PLAAT III
F)K STKRRKJWKKgM).
$*$&js
\' s%.
r
- t
**
V
Wt
|K m"*i,;;
»
*>
■Ét
•fl fcK
"4
■v ,J,
•-«"-.6         ! ..\'li
**
ZONNEVLEKKEN.
Yultfeni d<> waarneming en l.eekeninè van J. Hemcliel
-ocr page 52-
35
king en de verdere studie der zonnevlekken te danken, en daardoor
kwam men aanstonds, zooals wij reeds gezien hebben tot de kennis
van een feit van het hoogste belang, dat de Zon rondom eene on-
veranderlijke as wentelt in dezelfde richting als onze aardbol.
De kracht van die werktuigen was in den beginne nog zeer zwak;
zoodat de eerste kijkers waarvan (Jallileï zich bediende slechts van
4 tot 7 maal vergrootten; terwijl de sterkste kijker, welke die ver-
maarde sterrenkundige gebruikte, eene vergrooting gaf van 32 mid-
dellijnen. Langzamerhand kregen die hulpmiddelen grootere vohnaakt-
heid, zoodat de reuzentelescoop van Lord Kosse, in Ierland opgericht,
tot eene GOUOvondige vergrooting in staat is: daardoor is het mogelijk
geworden van de hemellichamen de kleinste verschijnselen te be-
spiedeu.
(«aan wij eerst na, wat de krachtigste nieuwe telescopen ons loeren
over de zonnevlekken.
De eerste blik op eene zonnevlek toont ons aanstonds eene twee-
vondige scherp begrensde tint, zoo als men ziet op plaat III en op
de talrijke afbeeldingen der zonnevlekken, welke wij later geven zul-
len. De eerste bestaat in ééne of meerdere kernen, die in vergeljj-
king met den glans van de zonneschijf, donker, bijna zwart zijn. De
tweede is rondom die kern een breede grauwe rand, die men, hoe-
wel ten onrechte halfschaduw noemt, (péuumbra).
Wanneer men de kern eener zonnevlek nauwkeurig in bare ver-
schillende doelen beschouwt, dan komt men tot de overtuiging, dat
zij niet overal dezelfde tint bezit; hoewel haar omtrek bijna altijd
scherp is afgeteekend. Op eenon donkeren grond bespeurt men even
als verdiepingen nog donkerder dan de grond zelve der vlek.
Hetzelfde verschijnsel vertoont zich ook, wanneer men de zooge-
naamde halfschaduw nauwkeuriger beschouwt. Die gedeelten, die het
dichtst bij de schitterende oppervlakte der schijf zijn gelegen, zijn
gewoonlijk duisterder dan het overige; herhaalde en nauwkeurige
waarnemingen hebben bewezen, dat zulks geen schijn is, die voort-
komt uit de nabij zijnde schitterende schijf, maar dat er een waar
verschil van tint bestaat.
Zeer dikwijls ziet men dat die halfschaduw doorgroefd is door
lijnon, welke van den uitersten rand tot aan de kern loopen; hoewel
in verschillende richtingen, volgen zij toch gewoonlijk de richting, welke
do omtrok der kern en der halfschaduw heeft. Men zou ze kun-
-ocr page 53-
36
ncn vergelijken bij de beddingen van talrijke beekjes, welke eene
helling doorploegen, wanneer wij daarmede de halfschaduw vergelijken,
om zich te werpen in een kolk, ons door de kern afgebeeld.
Soms ziet men ook, hoewel zeldzaam, vlekken, welke enkel uit
eene kern bestaan zonder halfschaduw en soms halfschaduwtni zonder
kern. Dezelfde halfschaduw omvat soms verschillende kernen, welke
dan van elkander gescheiden zijn door zekere smalle lijnen van eene
grauwe of blinkende stof: men zou meenen dat dezelfde kern in ver-
schillende deelen verdeeld is door die soort van dwarsche lijnen,
welke Herschel lichtende bruggen noemt. De vlekken op Plaat UI
geven er een zeer duidelijk voorbeeld van, evenals de afbeeldingen
op plaat V.
Behalve die donkere vlekken toont de zonneschijf ons zeer dikwijls
zekere schitterende vlekken, wier ontdekking men aan Gallileï ver-
schuldigd is, en die, omdat zij even als de donkere en in dezelfde
richting zich bewegen, een ontegenzeggelijk bewijs opleveren voor
de omwenteling der Zon.
.Men duidt ze aan met den naam fakkels. Gewoonlijk vertoonen
zij zich aan den rand van de halfschaduw, zoodat men zou kunnen
meenen, dat zij alleen een gevolg waren van het verschil tusschen
de donkere tint der vlek en den verblindendcn glans der oppervlakte;
dit is echter het geval niet, want men ziet dat dergelijke fakkels de
halfschaduw niet gelijkvormig omgeven; dat sommige vlekken ze niet
hebben, en wat meer is, men bemerkt dikwijls znlke fakkels zonder
vlekken en dan wijst bun verschijnen gewoonlijk op de vormig eener
nieuwe vlek op dat punt.
Die fakkels hebben soms den vorm van in elkander loopende spo-
ren of groeven, die van verschillende zijden in den omtrek der vlek
uiteenloopen, even als beken van eene schitterende stof.
Plaat IV geeft een paar merkwaardige voorbeelden van die
fakkels.
De vorm dier vlekken is zeer verschillend zooals reeds blijkt uit
de onderscheidene afbeeldingen hier gegeven; maar hoe verschillend
die vorm ook is, toch is het maar zeer zeldzaam, dat men geene
overeenkomst ziet tusschen den omtrek der kernen en die der half-
schaduwen , en daardoor wordt ons aangeduid dat beiden hun ontstaan
aan dezelfde oorzaak verschuldigd zijn.
/eer zeldzaam vindt men ronde vlekken; gewoonlijk is hun omtrek
-ocr page 54-
IM.AAT IV
Dl\'. STERRENWERELD
I
-
■■ ■: -
iX-Jp* A
* v>--- ■/•
-
V\' ik
fc,v-
r\'.
■ ■■•
\'ii\' l Xoimevl\'k iin\'i hare fakkels . waargenomen den Vt
Febrnuri 18G.V door Chsrornac
Ki". -. \'/.oimivlek mi\'\' lv;«ri\' S\'..|;Im!s. waarji\'iiomeh door Sccchi
-ocr page 55-
r,7
veelzijdig met binncnwaarts loopende hoeken, zoowel de halfsehadnw
als de kern.
Soms l)ezitten de vlekken den vorm van eene draaikolk, alsofeene
spiraal-beweging de oorzaak liunuer vorming is. De strepen en lijnen
van de halfschadaw deelen dan in die beweging, alsof ze door een
ronddraaienden stroom in eene kolk worden meegetrokken.
Niet minder verscheiden zijn hunne afmetingen: men treft zeer
kleine vlekken aan, die zelfs bij de sterkste vergrootingen nog gelijk
zijn aan nauw merkbare punten; onder dezulken vindt men gewoon-
lijk kernen zonder halfsehaduw en halfschadaw zonder kernen. (Ver-
gelijk plaat III en anderen).
Andere vlekken hebben daarentegen eene aanzienlijke uitgebreid-
heid. "In het midden van het jaar 17<v>," schrijft Lalande, "\'zag ik
"de grootste en duisterste, welke mij onder de oogen kwam, die op
"zijn minst 1\' lengte had, dat is het ;J2ste gedeelte van de middellijn
\'der Zon." Arago vermeldt er eene van t(>7", dat is bijna driemaal
zoo groot als die van Lalande. Schroeter heeft er eene genieten, die
viermaal grooter was dan de oppervlakte van onze gansene Aarde, en
dus eene middellijn bezat van 7<XHi mijlen. W. Herschel zag er in
177!» eene die 17,000 mijlen middellijn bezat. \'
Wanneer de vlekken, zooals wij later zullen zien, diepe openingen
1 Met zulke afmetingen moesten die vlekken met liet liloote oog zichtbaar x|fn:
de eenige hinderpaal is de glans der Zon, welke men echter, zoonis wH, aangetoond
hebben, verzwakken kan. Aan zulke verschijnselen moet men zeker de voorgewende
overgang van Mcrcurius toeschrijven in het jaar 807 : de zwarte vlek, welke men
toen gedurende acht dagen waarnam, hield men vour de zwarte schijf m de planeet.
Jn 810 meende men op die wijze Venus te zien, wel gedurende 01 dagen. Men kende
toen de natuur dier verschijnselen nog niet; terwijl men zich tegenwoordig in dat
punt niet meer bedriegt. Ken tal waarnemers halen gevallen aan. waarin de vlekken
ook zonder kjjkers zichtbaar waren. In de maand Aug. 1612 zagen Gallileï en zijne
vrienden eene vlek van 1\' middellijn; zjj was gedurende drie dagen zichtbaar. Kene
met het bloote oog zichtbare vlek in 177\'.) gaf aanleiding dat W. Herschel de natuur
der Zon begon te bestuderen. Schwabe, die, gedurende eene reeks van jaren, de
zonnevlekken heeft gadegeslagen, heeft er zeer dikwjjls gezien, die voor het bloote
oog zichtbaar waren. De voornaamst\'^, zegt hü, vertoonden zich in 1828, 1820,
18:11, 183fi, 1837, 1838, 1839, 1847, 1848. Groote vlekken noem ik dezulken die
eene ruimte beslaan van 50"; dan eerst zijn s|) zichtbaar voor goede oogen zonder
telescoop. Den 28» Juni 1808 was er op de zonneschijf eene vlek zichtbaar, die door
Gilman, in New-York, beschreven is, en die hij noemt: spot visible to uaked ejje
vlek, met het bloote oog zichtbaar.
-ocr page 56-
PLAAT \\\'
I)K STERRENWERELD
Kim\'. I. Zonnevlek door Seoclii wiinrtJenoniPii lï"> Scpl Ift*"»
Fio" -\' /.«imcvli\'k door Secrhi wwnroVnomen Febr. l\'tGti
-ocr page 57-
38
zijn in het lichtgevend omhulsel der zon, dan zon de gansehe Aarde in
zulke reusachtige kolken gelijk zijn aan eene rots of een steen in den
krater van een vulkaan.
Toen wij spraken over de omwenteling der Zon. hehhen wij reeds
opgemerkt, dat de vlekken niet blijvende zijn. Niet alleen ziet men
hen ontstaan en ook weder verdwijnen; maar gedurende den tijd van
verschijnen. welke ook zeer verschillend is, veranderen zij van vorm
en afmeting;. Ook ziet men dat zij zich op de schijf verplaatsen, meê-
gevoerd door eene beweging-, welke hun eigen is, en niet voortkomt
uit de omwenteling\' der Zon. Kenige dagen , ja eenige uren zijn dik-
wijls voldoende om de genoemde veranderingen waar te nemen. Plaat
VI . Fig. 1 geeft ons de afbeelding eener vlek in October en Nov.
IS."\'»!» waargenomen door Dawes. waarop men van twee tot twee
dagen de veranderingen kan nagaan, zoowel in de kern als in de
halfschaduw. Hoewel minder duidelijk vindt men er de draaiende
beweging in. waarvan wij vroeger gesproken hebben.
Eindelijk geren wij in Plaat VI, Fig. \'2 de veranderingen van de
kern eener zonnevlek, door ons in de maand September 1870 24 uren
na elkander waargenomen.
$ 2. Oppervlakte der Zon. — Hesclioinving vanhet lichtoniliuldsel oi\'pliotospheer.—
Poriën ol\'korrelingen , strepen der halfsehaduw.— Wilgen bladen of rijstkorrels.
Wanneer men de Zon met een zwakken kijker beschouwt, schij-
ncn die deelen der oppervlakte, waarop zich geene vlekken lie-
vinden ons als eene effen gladde witte vlakte toe. Maar beschouwt
men haar met een sterk vergrootenden kijker, dan vertoont zich de
schitterende oppervlakte, welke men photospheer noemt, met schit-
terende en donkere lijnen zoodanig doorploegd en doorkruist, dat zij
gelijk is aan de ruwe oppervlakte van mat geslepen glas.
Die donkere punten en lijnen noemt men poriën; men liemerkt ze
op alle deelen der oppervlakte, terwijl de vlekken en fakkels daar-
entegen slechts voorkomen in eene bepaalde streek aan weerszijden
van den evenaar. Huggins wil er den naam Korreling aan geven.
De fakkels en de zwarte kernen hebben dat voorkomen niet en
hunne tint is zeer gelijkvormig-, maar als men de halfschaduwen niet
een sterk vergrootenden kijker onderzoekt, dan vindt men er eene
-ocr page 58-
DE STKKUKN\\Vi:m:i,II
IM.A.V1 V!
\\
, 9
\\v. \'-i \' „
\':\'?
*
^m^*
f
<; iff
^
r
Fijt 1 Verandering eener zonnevlek, waargenomen door Pi\\
den 27, 2i( fn ol Urtooer en den 2 November 1!WJ .
w«s
>-■!*■
22 S.»pt 1870 12 ur
23 Sept 1870 12 ur.
24 Sept 1870
12 ur
%
t
2ó iVpi 1870 12 ur
26 Sepi 18 70 12 ur
\'27 S.|,t 1870
12 ur
Kijf 2. Vermiderinjj eener zonnevlek, waargenomen dooi\' den Schrijver
Sr|il 1870
-ocr page 59-
■w
groote gelijkheid in met «lc gekorrelde oppervlakte der schijf, liet
eenig verschil, dat men opmerkt is dat de poriën veel grooter zijn.
zoodat liet schijnt dat de lichtgevende deelen van de halfschaduw
heter uitkomen o]» een donkerder grond. Om hun langwerpigen vorm
geeft Nasmijth er den naam aan van wilgenbladen. Andere waarnemers,
zooals Dawes, vergeleek ze bij het riet van een dak: Stoue hij
rijstkorreh.
Secchi. de directeur van het Konieinsche observatorium, beschrijft
de oppervlakte aldus: de lichtende oppervlakte der Zon vertoont zich
als een waar netwerk, bezaaid met witte punten meer of minder
langwerpig en onderling gescheiden door donkerder mazen, terwijl
de knoopen dier mazen kleine donkere gaten schijnen te zijn. De
haltkchaduwen der vlekken zijn vooral merkwaardig: daar vooral
bemerkt men een groot aantal langwerpige lichtende voorwerpen,
die door hunne plaatsing achter elkander, ons als eene soort
vlecht- of breiwerk toeschijnen. Die plaatsing is echter niet immer
dezelfde, daar zij in de halfschaduw niet altijd gescheiden zijn.
\'t Valt moeielijk iets te vinden waarmede wij het geheel kunnen
vergelijken: men zou haast Keggen, het is jrelijk aan eene hoop lange
katoendraden van alle soort van vorm, soms verward en soms af-
zonderlijk en verspreid.
Plaat Vil geeft ons eene juiste voorstelling van die zoogenaamde
wilgenbladen in het binnenste der halfschaduw. Men bemerkt er al
de bijzonderheden op van eene groep zonnevlekken. De kernen met
hare tweevoudige tint, eene donker zwart, alsof wij in de diepte
van een afgrond zien, de andere minder donker schijnt op dat punt
eene mindere diepte aan te duiden; rondom deze de halfschaduw
geheel gevormd door die wilgenbladen in reien geplaatst, die op de
kern uitloopen; zij schijnen met hunne meerdere of mindere schitte-
ring het vervolg te zijn der poriën, welke de oppervlakte bedekken.
Kenigen. geheel afgezonderd, schijnen boven den afgrond te hangen.
terwijl anderen, als draden ineengevlochten, eene soort van brug vor-
men om de twee hellingen met elkander te verbinden.
§ 3. Streek der vlekken. — Verdeeling «U-r groepen volgens den breedtegraad. -
(ietal der vlekken: huiinu duur en bepaalde verschuil inc. - Verband tusschen
de vlekken en de temperatuur op Aarde en de storingen der magneetnaald.
De photospheer der Zon beschouwende ziet men overal, van den
-ocr page 60-
I>K STERRENWERELD
PLAAT VII
■f.J-:vi"-.:.-.:■;( >-V-« ^.:-^<•:/. - v1^.r--v;ï/..■".;: v\'-Vo ;v.;-:>:. • v;v.:.;.
mmmm
ZONNEVLEKKEN.
\'hotospheer__ halfschaduw „ kom .
dooi- N\'ösmvt h 1865 waargenomen.
-ocr page 61-
10
evenaar tot de polen, dezelfde poriën ot\' korrelingcn: dit is eehter
niet liet geval niet de vlekken en de fakkels, welke zich alleen in
eene bepaalde streek vertoonen aan beide zijden van den evenaar:
de oudere waarnemers noemden die den koninklijken gordel,
en plaatsten dien tasseben 30° noorder- en 30° zuiderbreedte. Later
heeft men vlekken opgemerkt, die eene grootere breedte hadden, maar
zij waren zeer zeldzaam.\'
De meeste vlekken vertoonen zich in de zonnestreek liggende tus-
sehen 10° en 30" zoo wel noorder- als zuiderbreedte. In plaat VIII
geven wij de plaatsing der door Carrington waargenomene groepen
van 18ó;5 tot 1861, daar kan men met een enkelen blik in ieder jaar
hunne plaatsing en hun getal overzien.
Het getal dier vlekken is zeer verschillend; want op sommige
tijden, (b. v. van 1660 tot 1671, van K57l> tot 1084, van IC)!»;") tot
1700 en gedurende het jaar 182.-5) vertoonen zich geene of zeer wei-
nige vlekken; terwijl andere tijden merkwaardig zijn om het groot
aantal vlekken dat men waarneemt. Scheiner verhaalt dat in 1011
er 50 vlekken te gelijk zigtbaar waren. Later heeft Schroeter er OH
en zelfs 81 tegelijk gezien.
Het schijnt zeker te zijn dat er vaste tijden bestaan. waarin de
vlekken het meeste voorkomen. Dit wordt vooral duidelijk uit de
verschillende waarnemingen gedaan door sterrenkundigen, die eene
bepaalde studie der vlekken hebben gemaakt, zoo als Schwabe.
Wolf, Secchi, Warren de la line, Balfour, Stewart en anderen.
Wolf uit Zuricb beweert dat elke vijf jaar het aantal vlekken zijn
hoogste cijfer bereikt; ook elke elf jaren het aantal vlekken tot het
laagste cijfer daalt, en die berekening volgende neemt men eene
periode aan van elf jaar.
Of de zonnevlekken in zekere verhouding staan tot ons klimaat
kan bevestigend beantwoord worden; tot hoeverre echter die invloed
zich uitstrekt is niet juist aan te geven. W. Herschel hield zich bet
eerst met dat onderzoek bezig en vergeleek het jaarlijksch aantal
vlekken met den prijs van het koorn, daar hij van de onderstelling
uitging, dat de warmte-uitstraling grooter was naarmate de vlekken
\' Lalande stajf in 1780 eene vlek op K)° breedte; Peters eene op 50° 55\' en Car-
rington toekent van de U72 vlekken, welke lijj beschouwde van 1853 tot 1H(H er maar
ééne aan op l">" breedte.
-ocr page 62-
41
talrijker waren en dus op Aarde meer groeikracht moest te wec<;
brengen. Hij meende waar te nemen dat de prijs van liet knorn
duurder was op de tijdstippen, waarop de vlekken liet minste waren:
zulke vergelijkingen echter waren niet in staat een wetenschappelijk
resultaat op te leveren.
Gautier, Arago en Barral hebben naderhand zich gegrond op de
talrijke meteorologische waarnemingen en kwamen tot een resultaat
geheel in strijd met dat van Herschel. Om echter eenig verband te
vinden van de zonnevlekken met het klimaat op aarde, is het noodig
de verschillende klimaten van een zeer groot aantal landen onder
alle breedten met elkander te vergelijken.
Het verband tusschen de zonnevlekken en de storingen der niag-
ueetnaald is zekerder. Het is een feit, dat de Zon invloed heeft op
de magnetische verschijnselen onzer Aarde. Om er zich van te over-
tuigen, nierke men den invloed op, welken de Zon bij hare opkomst
uitoefent op de naar haar gekeerde pool eener vrij opgehangene mag-
neetnaald, en nu hebben Wolf, Fritsen en Secchi waargenomen, dat
de grootste storingen der magnetische krachten, welke men magne-
tische stormen
noemt, en de talrijkste noorderlicht-verschijnselen, die
zooals men weet ook een magnetischen oorsprong hebben, altijd
samenvallen met de perioden, waarop de zonnevlekken het tal-
rijkst zijn.
Warren de la Kue, Stewart, Loewy hebben hunne aandacht ge-
vestigd op de bewegingen der planeten om de Zon, zooals Venus,
Jupiter, Mars, en hebben waargenomen dat de vlekken steeds tal-
rijker waren, wanneer de planeet zich in het vlak van den evenaar
der Zon bevindt, en dat de vlekken zich dan dichter bij den evenaar
vertoonden, terwijl zij er zich van verwijderden en meer de polen
der Zon naderden, wanneer de planeet zich ook uit het vlak van den
evenaar verwijderde. Carrington beweert echter dat die samenvalling
zeer toevallig is, want dat die verschijnselen niet ininier plaats vinden.
Het bestaan eener vlek op de Zon is zeer verschillend in duur.
Sommige vlekken ontstaan om zeer spoedig weer te verdwijnen; an-
dere blijven, hoewel in vorm veranderd, gedurende verscheidene om-
wentelingen der Zon bestaan. Arago spreekt van vlekken. welke hij
gedurende 5 en (! omwentelingen gadesloeg. In 1<>7(> bemerkte men
eene vlek, die gedurende 70 dagen zichtbaar bleef.
-ocr page 63-
URKKDTK
ZIIDKR                        ItO ORDER
DHKKDTK
Zl\'lDER.                      XOORDF.R.
PT
^r
T ■
_l
■i
oo
P-
NVl
3
o
*•
o
rn
33
t-j
V.
o
;;
:z
«
m
<
^;:
" ■^—.
-"^t
5>
z
-
~-r—£ ~~H
*
v
^
■s*
w
_L
_i____
". » 5 1 S S ë
uaanz              iiwawoox
U.UIUMüil
* = \'4 » \'■ » = ë
uaainz
               uairaooN
-ocr page 64-
42
IV.
PhYSISCHE EK CHEMISCHE AAlil) DKK ZoK.
S 1. M;issa en dichtheid dor Zon. — Zwaarte dor Zon.
Twee of drie eeuwen geleden kon men slechts meer ot minder
gegronde gissingen maken over de natuur der Zon en der vaste
sterren; over liunne meerdere of mindere overeenkomst met onze
Aarde, liet eenige liemellicliaam waarvan men iets niet zekerheid
kennen kon. De kijkers waren nog niet uitgevonden en de sterren-
kundigen waren enkel bezig, de wetten op te sporen, waarnaar de
planeten zich bewegen, (\'opernicus had liet eerst het ware wereld-
stelsel ontdekt, dat later door Kepler. Gallileï, lluvgens en Newton
meer ontwikkeld werd. De uitvinding der telescoop gaf eene geheel
nieuwe richting aan de sterrenkunde; want niet tevreden, dat men
de bewegingen der hemellichamen had uitgelegd, hun ouderlingen
afstand berekend met hunne afmetingen en massa, wilde men nu
meer weten van ieder lid van het zonnestelsel.
De verschijnselen, welke men opmerkte op de Zon en op andere
planeten , deden hunne omwenteling ontdekken; maar die verschijn-
selen gaven aanleiding tot meer of minder waarschijnlijke gissingen
over de oorzaak dier verschijnselen, en daardoor werd natuurlijk de
vraag geboren naar de natuur der sterren , naar den phvsischen en che-
mischen toestand van de stof waaruit zij bestonden, naar het al of
niet bestaan eener dampkring, of van stroomen overeenkomende niet
onze aardsche luchtstroomen.
Door de gegevens van al die punten te verzamelen en ze te ver-
binden met die, welke voortkomen uit de omwenteling en omloop,
met den afstand der Zon, zooals het verschil van dag en nacht, de
opvolging der jaargetijden, de kracht van liet ontvangen licht en
der warmte is men er toe gekomen zich een begrip te vormen van
de algemeene verschijnselen, welke op ieder der hemellichamen plaats
grijpen.
Achtereenvolgens zullen wij verslag geven van de talrijke waarne-
mingen aangaande die punten, waardoor men in de laatste jaren de
wetenschap heeft verrijkt.
Wij heginnen met de Zon.
-ocr page 65-
43
Wij kennen nu reeds den afstand der Zon, hare afmetingen en den
duur van hare omwenteling: de zonnevlekken, die zoo merkwaar-
dige en geheimzinnige verschijnselen, hebben wij beschouwd. Voordat
wij eehter liet veld der tlieoriën en hypothesen betreden, waardoor
men die vormingen heeft trachten uit te leggen, zullen wij eerst de
stellige gegevens beschouwen, die van elke hypothese onafhanke-
lijk zijn.
Eene is er. die een onniiddelijk gevolg is van de wet der zwaarte -
kracht. Wij spreken n. I. van de zwaarte der Zon, vergeleken met de
zwaarte der overige planeten, b. v. van onze Aarde. Dat een sterren-
kundige de zwaarte der Zon kent. en weet te zeggen hoevele aard-
hollen men in eene schaal zou moeten leggen om met de Zon in even-
wicht te zijn. moet bij ben, die de samenstelling der hemelen niet
bestudeerd hebben, zonder twijfel groote verwondering opwekken.
In het derde deel zullen wij trachten duidelijk te maken, dat er
mogelijkheid is om tot zulke stoute uitkomsten te geraken. Voorloo-
]»ig bepalen wij ons de uitkomsten der wetenschap te geven.
De massa der Zon vergeleken met die der Aarde is ongeveer ttf>4,02U
maal grooter, terwijl haar inhoud, zoo als wij vroeger zagen een
millioen vierhonderd en dertien duizend vier honderd maal grooter is
dan de omvang der Aarde. Zulks duidt reeds op eene mindere dicht-
heid. De stof dus, waaruit de Zon is samengesteld, weegt viermaal
lichter dan de stof van onzen aardbol. Wanneer wij de dichtheid der
Aarde voor eenheid nemen. dan krijgen wij voor de dichtheid der Zon
0,2f)4; met water vergeleken is de dichtheid der Zon 1,44: de dicht-
heid van de meest vaste koolsoorten is 1,360 en die van phospho-
rus 1,77.
De Zon zou dus een weinig zwaarder wegen , dan een bol steenkool van
omvang gelijk aan de Zon. Uitgedrukt in tonnen van duizend pond
zou de zwaarte der Zon door het volgende getal worden uitgedrukt:
1,879,000,000,000,000,000,000,000,000.
Zulke getallen in hunne schrikwekkende grootheid spreken echter
niet tot onzen geest en laten onze verbeelding onmachtig.
Wanneer op onze Aarde een voorwerp wordt losgelaten, dan valt
het in het luchtledige met eene snelheid, die na eene seconde ,.l\'"74
bereikt; de afstand echter, welke het doorloopen heeft, is de helft kor-
ter en bedraagt 4»\'K7. Die snelheid nu is de maatstaf voor de kracht
der aardsche zwaarte: zij hangt af van de massa der Aarde, die ver-
-ocr page 66-
■H
schillend is; ook hangt zij af van den afstand van het voorwerp tot
het middelpunt der Aarde. Wanneer men nu dat element berekent
volgens de veronderstelde massa en de afmetingen van het heniel-
liehaam , dan krijgt men een getal, dat aantoont, hoe groot de snel-
heid zou wezen van een zwaar lichaam in zijn val op den hemelbol-
Op de Zon is die snelheid 2X,4<> maal grooter dan op onze Aarde;
dat wil zeggen: de snelheid van een vallend lichaam op de Zon is
279m28\' De afstand, in de eerste seconde doorloopen, is de helft,
dus 13«i«Mi4.
De lichamen wegen dus op de Zon meer dan 2H maal zwaarder
dan diezelfde lichamen op onze Aarde: dat wil zeggen dat één pond
op de Zon gelijk staat met ^S,4t> pond op onze Aarde.
De middelpuntvliedende kracht, die hare oorzaak heeft in de oniwen-
teling van den bol, vermindert de zwaartekracht hoemeer men den evenaar
nadert; op een punt van den evenaar is de geheele vermindering ti,.
Op de Zon is de middelpuntvliedende kracht op den evenaar slechts
bet lüJoïï van de zwaarte. De Zon moest nog 133 maal sneller om-
wentelen, dan stond de zwaartekracht\'met de middelpuntvliedende
kracht gelijk en de lichamen hadden geen zwaartekracht meer; wan-
neer de Aarde 17 maal sneller omwentelde dan zon hetzelfde ver-
schijnsel op Aarde bestaan.
§ 2. üe Zon bron van licht, warmte en scheikundige werking. — Voeding der
zonne-uitstraling.
Wat wij aanstonds in de zonnestralen opmerken is bet licht, dat
ons bestraalt en de warmte, die ben vergezelt, en behalve die twee
verschijnselen is er nog een derde, dat zeer gewichtig is, namelijk de
chemische werking, die zij bezitten.
Daarom onderscheidt men drie soorten van werkingen in de Zon
en wel:
le bet licht vermogen, dat alleen op het gezicht werkt; 2«\' bet
warmte vermogen, dat onverschillig op alle lichamen werkt; 3e
het scheikundig vermogen, dat zekere verschijnselen van ver-
plaatsing in de deelen te weeg brengt: drie uitwerkselen van ééne
en dezelfde oorzaak.
Wanneer wij de Zon beschouwen als licht- en warmtebron, heeft
zij zulk eene wondervolle kracht, dat zij alles overtreft wat de stout-
-ocr page 67-
4.-»
ste verbeelding zich kan voorstellen: men kan die kracht dan ook alleen
bij benadering schatten, welke maat echter verre van nauwkeurig is.
De moeielijkheid, welke men ondervindt om het zonnelicht met eene
bepaalde eenheid te vergelijken, maakt dat het bijna onmogelijk is
om te bepalen of de glans der Zon duurzaam dezelfde is. De sterren -
knndigen komen daarin overeen, de Zon onder de veranderlijke ster-
ren te rangschikken, hoewel men hare veranderingen nog niet op
eene nauwkeurige wijze heeft kunnen bepalen.
Volgens de waarnemingen van Wollaston en Bonguer, staat het
lichtgevend vermogen der Zon gelijk met 70,000 waskaarsen op een
meter afstand geplaatst. In dat geval veronderstelt men de Zon in
het toppunt bij een helderen hemel, en dan is er alleen spraak
van den lielitglans die op de Aarde valt: want de lagen der damp-
krinj; nemen op zijn minst nog twee tiende deelen der lichtkracht weg.
Vergeleken met de vonk ceuer galvanische batterij, uit 4l> Bunseu-
sclie elementen bestaande. dan is liet zonnelicht nog twee en een
half maal sterker.
Uit de waarnemingen van Wollaston en Houguer besloot Becquerel
dat de inwendige lichtkracht der Zon ongeveer 181 >,<><)0 maal sterker
is dan die eener waskaars.
Huijgeng schatte het zonnelicht jrelijk aan 7(>ö millioenniaal het
licht van Sirius, die de helderste ster aan den hemel is. Wollaston
echter schatte het veel hooger, en wel 2<>,<X¥> millioen maal het licht
van die ster. Hieruit zou volgen, «lat. om de Zon te zien als een
lichtend punt, zooals wij Sirius zien, wij 140,<XH> maal verder van
de Zon moesten zijn dan de afstand is, waarop wij ons bevinden,
en omgekeerd, wanneer Sirius zich op een afstand van ons bevond
als de Zon geplaatst is, dan zou haar licht gelijk staan met 04 van
onze zonnen.
Vergeleken met de Maan, wanneer zij vol is, dan is het licht der
Zon 800,000 maal schitterender dan het maanlicht, (Wollaston) dat
wil zeggen, dat om een helderen zonnedag te verkrijgen de hemel
verlicht moest zijn door .S(M),(MK) volle manen. Toch is dat getal nog
verre l>eneden de waarheid; want bij eene totale zoneklips is het
klein gedeelte licht, in onzen dampkring verspreid, toch nog veel
sterker dan het licht der volle Maan, en het is zeer inoeielijk om
door een getal het verschil aan te geven van dat zwakke licht niet
de stralen der Zon.
-ocr page 68-
4<;
J. Herschel, Pouillet en na hen verscheidene natuurkundigen, heb-
hen de kracht der zonnewarmte op onze Aarde genieten. Uit hunne
waarnemingen en berekeningen volgt, dat de Aarde in den loop van
een jaar eene hoeveelheid warmte ontvangt van meer dan twaalf hon-
derd quintillioenen calorien. \'
De Zon zendt hare stralen echter niet alleen op de Aarde at\'. Urn
dus de geheele kracht uit te drukken van hare uitstraling aan alle
kanten, zou het bovengenoemde getal met 2150,000,000 moeten ver-
menigvuldigd worden.
Daaruit berekende Pouillet dat, wanneer die gansche warmtekracht
aangewend kon worden, om eene ijslaag te doen dooien, welke de
Zon omgaf, dan zou die warmte iedere minuut eene laag smelten van
lomxo dikte en in een dag eene laag van 17,000 meters.
Diezelfde zonnewarmte was volgens Tvndall in staat om in een
uur 2900,000,000,000,000,000 kubieke meters ijskoud water te doen
koken. Door een ander beeld uitgedrukt, is de warmte in één
uur door de Zon uitgestraald gelijk aan de warmte, die ontwikkeld
zou worden door de verbranding van eene laag steenkool van 27000
meters dik.
J. Herschel gebruikt de volgende vergelijking om aan te toonen
welke kracht die warmtebron bezit, waarvan onze Aarde slechts
iisvoóóoiiD deel ontvangt. Wanneer een kolom ijs van 4120,000,000
vierkante nieters grondslag en 310,000,000 meters hoog in de Zon
geworpen werd, dan zou die kolom in ééne seconde gesmolten zijn,
zonder dat de warmtekracht der Zon er iets door verminderen zou.
Om nog een voorbeeld te geven van die woulervolle warmtekracht
veronderstellen wij eens, dat de warmtekracht veranderd werd in
werktuigelijke kracht en gaan wij dan de kracht eens na, welke dat
gering gedeelte dat onze Aarde ontvangt reeds zou uitwerken. In een
jaar ontvangt iederen vierkanten nieter op de oppervlakte onzer Aarde
2,31K,157 calorien, dat is ineer dan 23 millioen per hectare (bunder),
dat is 9,852,200 millioen ponden.
De warmtekracht, op de oppervlakte van een bunder ontwikkeld,
zou gelijk staan niet 4163 paardekracht, en ener de gansche Aarde
217,316,000 millioen paardekracht.
1 Calorie is de warmte, welke nonilig is. om liet water één graad in warmte te doen
Stl)j{(Ml.
-ocr page 69-
47
De warmtekracht der Zon voor onze pist neet zou dus gelijk zijn
asm 543,000 millioen machinen van 4<M) pastrdekracht, nstelit en dag
zonder ophouden doorwerkende.
Aan de photographie is het te danken, dat iedereen de werking
kent der lichtstralen op het zilverzout: zij ontbinden en maken het
zwart, en van zeer vele andere verschijnselen, die vaak onopgemerkt
blijven, zijn die stralen de oorzaak.
Bunsen en Roscoe hebben bevonden, dat de chemische kracht der
zonnestralen genieten kan worden door een mengsel van waterstofgas
en chloor, dat door de zonnestralen veranderd wordt in chloonvater-
stot\'zuur. Hun onderzoek leverde de volgende uitkomsten.
De kracht der chemische uitstraling is zoo groot, dsit zij in staat
, is om in ééne minuut eene lstag chloorwaterstofzunr te bereiden ter
dikte van 35 nieters.\'
Wanneer dit gas in warmte werd overgebracht, zou die kracht meer
dan 4000 maal bet aantal caloriën geven door de warinte-uitstrsiliiig
der Zon teweeggebracht, en hier boven zagen wij de verbazend groote
hoeveelheid warmte, welke de Aarde in eenjaar van de Zon ontvangt.
Bij de beschouwing van die verbazende uitstraling der Zon moet
noodzakelijk de vraag opkomen: welke is de oorsprong van bet licht
en de warmte der Zon ?
Hoe wordt die bron gevoed, die, wanneer men slechts den blij-
venden toestand baret uitwerkselen in de historische eeuwen gade-
slaat, onuitputtelijk schijnt?
Zal die bron niet verzwakken en eindelijk uitgeput geraken ?
De gloeiing der Zon ksm niet door eene eenvoudige verbranding
te weeg gebracht worden; want de stof waaruit de Zon bestastt, is
van dezeltde natuur, zooals wij verder zien zullen, als de stof van
onze Aarde; terwijl het zeker is dat de chemische kracht dier stoffen
niet voldoende is om de zounegloeiing te onderhouden. ••Wanneer de
"Zon," zegt ïijndall, \'\'een blok steenkool was, en zij bezat zooveel
•\'zuurstof dat zij gloeien kon niet dezelfde kracht van uitstraling als
\'\'nu de Zon bezit, dan zou zij in 5000 jaar geheel verteerd zijn.
1 ünzè dampkring bezit echter eene groote storende kracht voor die chemische
stralen; daarom zi)n in de poolstreken de chemische stralen in evenredigheid veel ster-
leer dan de warmte-stralen.
-ocr page 70-
IS
uen zoo de Zon van den anderen kant haar verlies niet kon aanvullen ,
"zou zij elk jaar meer dan een graad verkoelen."
Men maakte vroeger de veronderstelling dat de wrijving der Zon
in den ether het verlies harer warmte kon herstellen: maar wanneer
de gehecle kracht harer omwenteling in warmte overging, dan nog
kon zij geen twee eeuwen hare zelfde uitstraling volhouden.
Een Engelsche natuurkundige, NV. Thomson, stelde eene stoute,
maar toch waarschijnlijker hypothese dan de bovengenoemde. Hij
meende namelijk, dat de uitstraling der Zon gevoed werd door een
onophoudelijken val, door een voortdurenden regen van meteoren
op de Zon: de val van die lichamen moest noodzakelijk in warmte
veranderen.
Dat er meteoren zoowel op de Zon als op de Aarde vallen is ge-
makkelijk aan te nemen, te meer daar de omvang der Zon wel in
staat is zulke lichamen uit hunne haan te slingeren. Men heeft zelfs
waarnemingen gedaan , welke die hvpothese schijnen te bevestigen : zoo
zagen b. v. Hodginson en Carrington, op twee verschillende observa-
toriën. op hetzelfde oogenlilik, op de Zon, in de nabijheid eener
vlek, eene heldere vlam zich ontwikkelen , die zij aan den val eener
ineteore, en de daaruit ontstane hitte, toeschreven. Maar om die voort-
durende warmte uit te leggen, zou men moeten aannemen, dat er
ieder uur, op eiken vierkanten nieter der zonneoppervlakte een meteoor
van een kilogram viel, dan zou in verloop van een jaar daardoor
op de Zon eene laag gevormd worden van 10 nieters dikte, wat
voor ons echter niet merkbaar zou zijn: want eerst na 4000 jaar
zou de Zon eene seconde zijn aangewassen, welke aanwas, niet het
oog op de onvolmaakte werktuigen der ouden, niet bemerkt zou
zijn geworden.
De vermeerdering der massa echter is iets anders; want in verloop
van een jaar zou die 50\'00 zijn vermeerderd, en dan zou om de ver-
meerderde zwaartekracht der Zon de beweging der Aarde op hare
loopbaan J jaar vertraagd moeten worden, wat geheel en al in
strijd is met de vaste wetten der sterrenkunde. Om die nioeielijk-
heden te beantwoorden, nam men aan, dat de lichamen, die op de
Zon zouden vallen, zich binnen de loopbaan der Aarde om de Zon
bevinden en daardoor tevens oorzaak waren van het Zodiaklieht.
Die hvpothese is echter onhoudbaar; want wij kennen een £>;root
aantal op bepaalde tijden terugkeerende kometen, wier loopbanen in
-ocr page 71-
49
hun perihelium die meteoorstreck doorzweven: de komeet van 1N43
doortrok zeker de zonne-atmosphcer en gaf door hare ontvlamming
aanleiding tot die f>3 graden lange staart; noodzakelijk moesten zij
hij hun doorgang storingen ondergaan, wat echter door de waarne-
mingen geloochend wordt.
Die meteoortheorie heeft echter ontegenzeggelijk de verdienste, dat
zij de oorzaak en het beginsel der zonnewarmte uitlegt; en wel dat
zij haar oorsprong heeft te danken aan de zwaartekracht, en die
hypothese wordt thans voor de waarschijnlijkschc gehouden.
In den beginne, zoo redeneert men, was de stof, waaruit de Zon
en de planeten bestaan, in een toestand gelijk aan de gasachtige ne-
velen , welke wij in verschillende streken des hemels ontdekken, en
ons zonnestelsel is ontstaan uit de verdikking dier oorspronkelijke
nevelvlek.
Wanneer wij nu aannemen dat zulk eene massa verdikt door zich
samen te pakken in een centraal punt, dan brengt de onderlinge
aantrekking en schok der deelen eene warintctrilling voort en zal in
het middelpunt eene aanmerkelijke warmte ontwikkelen.
De massa en de afstand waaruit de verschillende deelen de Zon
naderden in aanmerking genomen, berekent men dat de oorspronke-
lijke warmte 500 millioen graden had.
De zonnewarmte, die wij tegenwoordig waarnemen, bevat slechts een
zwak overblijfsel van die verbazende hoeveelheid warmte, die haar
oorsprong in de zwaartekracht neemt.
Wanneer wij nu veronderstellen dat de Zon zich voortdurend meer
samentrekt, dan is die val naar het centrum eene opwekking van
warmte en daardoor eene aanvulling der verlorene krachten.
Deze theorie, dat de beweging dus de bron is, waardoor de Zon
gevoed wordt, vindt eene heerlijke analogie met hetgeen onder onze
oogen geschiedt. Wanneer men b. v. eene plaat ijzer met een\' hamer
slaat, is het eerste wat wij waarnemen het geluid, veroorzaakt door
de trilling of beweging in de deelen der plaat; wordt de plaat her-
haaldelijk geslagen dan wordt zij warm, ja ten laatste gloeiend en
verspreidt licht. Wanneer men een galvanische of elektrische stroom
door een gespannen platina-draad doet gaan, doen zich dezelfde ver-
schijnselen voor: wanneer de draad rood gloeiend is, dan vertoont
zich in het spectrum enkel een roode straal, die niet ontbonden kan
worden, en in gloeiing toenemende, doorloopt hij achtereenvolgens
4
-ocr page 72-
r><>
de verschillende spectrale kleuren; alleen wanneer hij wit gloeiend
is geworden, vertoont zich het spectrum niet de zeven enkelvoudige
kleuren; ook neemt men dan elektrische en magnetische verschijn-
selcn waar, zoodat wij besluiten mogen dat even zoo als hier de
beweging de bron is van al de waargenoniene verschijnselen, zoo ook
in de Zon de zwaartekracht of de beweging de eenvoudige wet
is, waardoor de Zon in hare kracht blijft bestaan.\'
Hoewel de gesteltenis der Zon dus niet voortdurend denzelfden
graad bezit, is dat verschil toch zoo gering, dat het eerst na
duizende jaren merkbaar is. Na een tijdsverloop van vele inillioenen
eeuwen zal de Zon merkbaar zijn afgekoeld, en eens komt er een
tijd, waarop de Zon niet meer in staat zal zijn het leven op de pla-
neten te onderhouden.
Het is mogelijk, dat de Schepper der natuur reeds van den be-
ginne af zoodanig alles heeft geregeld, dat een buitengewoon ver-
schijnsel, de val b. v. van eene nevel vlek op de Zon, de werking dei-
Zon hernieuwt. Wie weet of de orde, welke thans in ons zonnestelsel
heerscht, er wel zal blijven heerschen. De geologie leert ons immers
dat de tegenwoordige toestand niet altijd heeft bestaan en daar er
een begin geweest is, waarom zou er dan ook geen einde wezen ?
§ 3. Spectraal-analyse. — Ontleding der zonnestralen. — Chemische kracht der
Zon. — Heeft de Zon een dampkring ? — Uitwassen (Protuberaneen) der Zon. —
Waterstottaag rondom het lichtomhulsel der Zon.
De schitterende kleuren van den regenboog schijnen ons reeds uit
te noodigen de samenstelling en den aard van het licht te bestu-
dceren. Lang echter duurde het, eer dat geheim onthuld werd. Men
kende wel het driehoekig glas, prisma genoemd, en zijne eigenschap
om alles te kleuren, maakten het tot een voorwerp van vermaak
en spel.
Grimaldi was een dergenen, die het met het beste gevolg voor de
wetenschap aanwendde. Hij liet een lichtstraal (tig. 7) door eene
\' Seeehi bewtyst in zjjn zoo schoon als geleerd werk L\'unitc des farces physiques,
Paris
18fi9, dat alle krachten, die in de natuur werkzaam sf)n, voortkomen uit de
oorspronkelijke beweging, welke de Schepper aan de stol\'heeft geschonken. De wijze
waarop de geleerde schrijver aan die zoo eenvoudige theorie het gansche mechanisme
der natuur verbindt is eene studie van het hoogste belang voor de wetenschap.
-ocr page 73-
:>1
kleine opening op een scherm in een donker vertrek vallen, en toen
hij dien straal door een prisma ACB deed doorgaan, vertoonde zich een
langwerpig beeld (p. p.) met dezelfde opvolging van kleuren, welke
men in den regen-
boog bewondert:
Rood, Oranje, Geel,
Groen, Blauw, In-
digo en Violet.
Zulk een beeld
(p. p.) noemt men
het SPECTRUM en
de kleuren prisma-
tische
kleuren. Ncw-
ton herhaalde die
waa rnemingen en
vond dat de lichtstraal uit zeven verschillende kleuren bestond en dat
die kleuren enkelvoudig zijn, omdat wanneer een dier kleuren afzonderlijk
met ecu prisma opgevangen wordt, zij niet verder ontbonden kan worden.
Wollaston was de eerste, die bemerkte, dat het kleurenspectrum
afgebroken werd door zekere ruimten of zwarte strepen, die dwars
het spectrum in verschillende deelen doorsneden.
Die ontdekking bleef voor de wetenschap echter onvruchtbaar tot-
dat Fraunhofer die strepen begon te bestndeeren, ze afteekende en door
nauwkeurige metingen hunne plaatsing bepaalde. Naar hem worden
ze F r a u n h o f e r s c h e s t r e p e n genoemd: hij duidde de voornaam-
sten aan met de letters ABC enz.
Daardoor werd eene wetenschap geboren, spectraal analyse
genaamd, die in staat is de grootste diensten te bewijzen bij de be-
schouwing der hemellichamen; want daardoor kreeg men juiste he-
grippen over hunne chemische bestanddeelen. Zulk een spectrum ver-
kreeg men ook wanneer men het licht der Maan, der planeten, der
vaste sterren, der nevelvlekken enz. door een prisma ontbond, en uit
de groepeering der strepen, welke zich in het spectrum vertoonen,
besluit men tot de bestanddeelen, welke zich in de lichtbron bevin-
den; want door de verbranding van verschillende metalen, gassen,
enz. kent inen de strepen, welke zij in het spectrum te weeg brengen.
Naargelang van de lichtbron heeft men het spectrum in drie soor-
ten gerangschikt.
4*
-ocr page 74-
b\'2
1.  Het spectrum der eerste soort bestaat in een onafgebroken
gckleurden band zonder duistere of schitterende strepen en komt voort
uit vaste of vloeibare lichamen in een toestand van gloeiing. Zulk
een spectrum geeft volstrekt geene aanduidingen over de chemische be-
stauddeelen der lichtbron, omdat er zich geene strepen in het spec-
trum vertoonen. Vergeljjk PI. IX,fig. 1.
2.  In het spectrum der tweede soort vertoonen zich schitterende
strepen, en daaruit blijkt, dat de bestanddeelen der lichtbron zich in
een\' gasachtigen toestand bevinden: de plaatsing en de kleuren dier
strepen zijn voldoende om den chemischen aard der gloeiende bestand-
deelen te kennen. Plaat IX, tig. \'1 geeft er een paar voorbeelden van.
De daarin opgenomen strepen wijzen op de navolgende bestanddeelen
in de lichtbron.
De eerste streep in het Rood op A en de streep in het donker-
blauw zijn de kenteekenen van Pvlassium {ka).
De streep in het rood tusschen 15 en C wijst op het bestaan van
Lithium (l).
De streep in het geel op D duidt het Sodium (na) aan, zooals de
streep in liet lichtblauw tusschen F en G op Stronlium (ar) wijst.
De dubbele streep in het donkerblauw tusschen C en H geeft ons
Barium (ba) te kennen.
3.  liet spectrum der derde soort, waartoe het zonnespectrum
behoort, bestaat in een gekleurden band, doorsneden met donkere
strepen. Die strepen wijzen op het bestaan van dampen, waardoor de
lichtstraal is heengegaan. Kirchhoff heeft aangetoond, dat de groepee-
ring dier donkere strepen, die hun oorsprong verschuldigd zijn aan
het absorbeerend vermogen van een bepaalden chemischen damp,
streep voor streep overeenkomt met de schitterende strepen, welke
het spectrum zou vertoonen, wanneer die damp waardoor de licht-
straal heengaat zeer gloeiend zou worden. Men noemt die verandering
der schitterende strepen in donkere, te weeg gebracht door absorbee-
rende dampen, omgekeerd spectrum.
Na deze korte uiteenzetting der spectraal analyse zullen wij ach-
tereenvolgens de resultaten geven, welke deze wetenschap tot nu toe
heeft geleverd.
Het licht der Zon komt voort uit vaste of vloeibare stoffen in gloei-
enden toestand; wanneer de lichtstraal onmiddellijk ons oog trof,
zonder door een absorbeerend midden heen te gaan, zou hij een spec-
-ocr page 75-
53
trum geven der eerste soort zonder eenige strepen. De donkere stre-
pen, welke men in het zonnespectrum waarneemt, bewijzen dat ertus-
schen de photospheer der Zon en ons oog een absorbeerend midden
bestaat, chromospheer genoemd, gevormd door dampen wier chemische
bestanddeelen erkend worden uit de donkere strepen van het spectrum.
Wanneer men nu die donkere strepen vergelijkt niet de schitterende
strepen, zooals wij die waarnemen in het spectrum der tweede soort,
en die veroorzaakt worden door chemische bestanddeelen in den toe-
stand van gloeiend gas, dan ziet men dat er tussehen hen eene
juiste overeenkomst bestaat.
Daaruit heeft men het besluit gemaakt dat de Zon rondom hare
photospheer eene damplaag bezit, bestaande uit IJzer, Sodium, Mag-
nesium, Calcium, Chromium, Nickel, Manganesium, Bariutn, Koper,
Zink, Waterstot\', enz.
Volgens Angström heeft men in het zonnespectrum de volgende
strepen kunnen opmerken:
Waterstof.......... 4
Sodium........... 9
Barium........... 11
Calcium........... 75
Magnesium......... 4 -t- (3 ?)
Aluminium......... 2 (?)
IJzer............4ó0
Manganesium........ 57
Chromium......... 18
Cobalt............ 19
Nickel.......... . 33
Zink............ 2
Koper............ 7
Titaan...........200
De strepen, die zouden aanwijzen dat er in de Zon ook goud, zil-
ver en platina bestaat, heeft men tot dusverre niet opgemerkt; men
kan echter niet besluiten dat die bestanddeelen zich niet in de Zon
bevinden, omdat men waargenomen heeft, dat het bestaan van som-
ïnige stoffen de strepen van andere stoffen oplost: wanneer men b. v.
de vlam van Chloor-strontiaan vermengt met chloor-koper annnonium,
dan verdwijnt de blauwe streep van het strontiaan.
Secchi, steunende op de hypothese van Faye over de Zon, (waar-
-ocr page 76-
-
-ocr page 77-
54
over later,) geeft voor reden van het niet waarnemen dier metalen
aan, dat zij om hunne zwaarte in ecne te groote diepte der photos-
pheer zijn gezonken.
Later zullen wij de uitkomsten nagaan, welke de spectraal analyse
verkregen heelt, hij hare toepassing op de planeten, kometen, enz.
De spectraal analyse leert ons dus reeds dat er rond de Zon een
dampkring bestaat. De nadere bewijzen voor dien gasachtigen door-
schijnenden dampkring willen wij thans nagaan.
De sterrenkundigen en Secchi in de eerste plaats, vinden die be-
wijzen: Ie in de absorbtie, welke de zonnestralen ondergaan; 2" in de
verschijnselen, welke men hij totale zonsverduisteringen waarneemt.
Lucas Valerius had reeds opgemerkt, hoewel Galileï het ontkende,
dat de Zon in het midden schitterender was dan aan den rand. Het
beeld der Zon, in eene donkere kamer opgevangen, overtuigt er ons
gemakkelijk van; de kleur van het licht is zelfs verschillend, in het
midden wit en aan den rand donker rood, en dit verschijnsel verklaart
ons dan de somber roode tint, waarmede de Zon bij zonsverduis-
tering de voorwerpen kleurt; want dan verlicht zij alleen met na-
ren rand.
Secchi, die met photometers de Zon onderzocht, kwam tot het be-
sluit dat het lichtvermogen der Zon uit het midden en uit een ge-
deelte, dat 1 minuut van den rand verwijderd was, een verschil ople-
verde als van 1,0 tot 0,22. Om de roode tint is het mocielijk de
punten, die nog dichter aan den rand zijn, te schatten.
2.   Ook in de chemische uitstraling is een groot verschil waar te
nemen: verschillende photographische proeven op de Zon genomen,
bewezen dat bij eene eclips het midden der zonneschijf scherp was
afgeteekend, terwijl men den buitensten rand nauwelijks kon onderschei-
den. Kene nauwkeurige bepaling van de trapsgewijze vermindering
dier chemische uitstraling is buitengewoon ïnoeielijk en nog niet geschied.
3.  Secchi heeft door herhaalde proeven met galvanometers bewezen,
dat ook het warmte vermogen der Zon een groot verschil oplevert
tusschen het middelpunt en den rand. Hij nam KM) tot eenheid voor
de uitstraling in het middelpunt en verkreeg dan de volgende tafel
voor de maand Maart:\'
\' Het toeken 4. beteekent boven de midilellijn der Zon en het teeken — beten-
kent onder de middellHn.
-ocr page 78-
r>r>
Afstand uit hot middelpunt.                           Warmtevermogon.
14\',90.............. 57,39
11,31.............. 88,81
1,77.............. 99,48
midden 0,00..............100,00
10,90........•..... 81,32
14,88.............. 54,34
Uit die tafel volgt een tweeledig besluit: Ie dat zoowel het warmte-
als het lichtvermogen der Zon afneemt van het midden naar den oin-
trek en ten 2e, dat de warmte niet gelijkelijk in de heide lialfron-
den der Zon verspreid is, zoodat het noordelijk of bovenhalfrond der
Zon meer warmte uitstraalt dan het zuidelijk halfrond.
Om dit laatste feit uit te leggen kan men drie hypothesen stellen:
Ie dat verschil heeft zijne oorzaak in den aardschen dampkring; 2e
dat verschil is toe te schrijven aan eene toevallige oorzaak in de
Zon; 3f dat verschil is duurzaam in de Zon.
De eerste hypothese kan niet aangenomen worden, want men heeft
twee punten waargenomen op denzelfden afstand ter weerzijden van
de middellijn der Zon; eerst het onderste, en later toen de Zon ge-
daald was en het waar te nemen punt op dezelfde hoogte in de at-
mospheer stond het bovenste. Bij de waarneming dier punten was er
dus geen verschil in de hoogte van den dampkring, en nu kreeg
men hetzelfde resultaat: bet noordelijke punt was hooger in wannte-
kracht dan het punt onder den zonne-aequator gelegen.
De eerste hypothese vervalt dus, evenzoo de tweede; want her-
haalde proeven, gedurende verschillende zonneomwentelingen geno-
men, leverden immer dezelfde uitkomst.
Het verschil tusschcn noordelijk en zuidelijk halfrond is dus besten-
dig en heeft zijn oorzaak in de Zon.
Maar welke is nu die oorzaak ?
ïs die wellicht te vinden in de bepaalde plaatsing van den zon-
neaequator, die gedurende de eerste maanden des jaars (zie Fig. G)
voor ons oog in het noordelijk halfrond zich vertoont\'?
Om dit te onderzoeken vervolgde Secchi zijne proeven tot in
de maand September, toen de zonneaequator zich in liet zuidelijk
halfrond vertoonde, en hij kwam tot de volgende uitkomst: tot aan
de maand Augustus bleef steeds het bovenste halfrond in hoogere
temperatuur dan het onderste; later en vooral in September was het
-ocr page 79-
f.!\'.
verschil echter juist tegenovergesteld, en het onderste halfrond was
hooger in temperatuur dan het bovenste; zoodat de stand van den
zonneaequator veel tot de hoogere temperatuur scheen bij te dragen
en er invloed op uitoefent.
Secchi gaf voor September de volgende tafel, waar hij 17°,8 tot
eenheid aanneemt voor het middelpunt:
Afstand van het midden.            Warmte-uitstraling in gradt\'n.
14,2..........10°,3
10\',5.......... 14,ü
midden 0,0.......... 17,8
10,5.......... 15,48
— 14,2.......... 10,4
Na vele proeven en onderlinge vergelijkingen der verschillen op de
beide tijdstippen Maart en September, komt men tot het volgende be-
sluit: le. dat de temperatuur op den aequator der Zon het hoogste is.
2e. dat het noordelijk halfrond iets warmer schijnt te zijn dan het
zuidelijk halfrond der Zon.
Omdat nu de zonneuitstraling eene trapsgewijze aanzienlijke ver-
mindering ondergaat van het midden tot den rand, waar die absorb-
tie het sterkste is, zoo volgt daaruit dat er eene absorbeerende dam p-
kring om de Zon moet zijn, want de stralen aan den rand der zon-
neschijf moeten dikker nevelring doorgaan dan die uit het midden.
Thans komt de vraag: hoe groot dan wel de absorbtie is, welke
de dampkring der Zon uitoefent op de stralen, die uit het midden
komen, dus daar waar de dampkring het dunste is, en hoe groot
wel de zonneuitstraling wezen zoude zonder dien gansenen dampkring.
Secchi beantwoordt beide vragen en komt tot het besluit dat
in het midden der zonneschijf door den dampkring \\ geabsorbeerd
wordt, en dat, zoo de Zon geen absorbeerenden dampkring bezat, zij
voor ons achtmaal heetcr en schitterender zou stralen.
Door den wondervollen invloed van dien dampkring wordt eene
al te groote en al te snelle verspreiding der zonnewarmte tegenge-
gaan; want zij blijft besloten binnen dien dampkring en bevordert de
booge temperatuur der Zon.
Die absorbtie brengt geen wezenlijk verlies teweeg; want zij ver-
nietigt de uitstraling niet, maar houdt die tegen. Wat toch zou er
van onzen aardbol worden onder eene zonneuitstraling, die achtmaal
-ocr page 80-
57
sterker was dan de tegenwoordige: geen schepsel kon op onze pla-
neet liet leven bewaren.
Een tweede bewijs neemt men uit de verschijnselen, welke men
het eerst bij totale zoneclipsen waarnam. (Zie hierover tevens het
hoofdstuk, dat over de eclipsen handelt in het derde deel).
Gedurende de zoneclips van het jaar 1842 den 8 Juli, werd de
aandacht der sterrenkundigen gevestigd, op zekere uitwassen gelijk
aan reusachtige vlammen van rozeroode kleur, proluberancen ge-
noemd, die zich om de schijf der maan vertoonden, toen deze de
zonneschijf bedekte. De verwondering, welke die verschijning opwekte,
was oorzaak dat er geene juiste waarnemingen gedaan werden en
men dus in het onzekere bleef. Zie Plaat X.
Sommigen geloofden dat het bergen waren, welke veronderstelling
echter niet rijmde met de waarnemingen van Arago; want eenigen
van die gewaande bergen helden zoo zeer over, dat het evenwicht
onmogelijk was.
De moesten zagen ze aan voor vlammen of wolken. Anderen zoo
als Faye, de Marquez, Felitzch meenden dat het enkel gezichtsbe-
drog was. Men moest dus andere eclipsen afwachten om tot zekerheid
te komen; want Wassenius in Gothenburg had den 2 Mei 1733
tijdens eene zonsverduistering ook wel eene soort van roode wolken
waargenomen, die hij geloofde in den maandampkring te zweven;
maar men wist niet juist of die tot de Zon of tot de Maan behoor-
den. Met ongeduld wachtte men de eclips van 1851 af, en toen werd
het duidelijk, dat die uitwassen geene bergen waren; dat streed tegen
hun vorm en men kwam nu tot de overtuiging dat zij tot de Zon
behoorden; want zij vermeerderden aan dien kant, welke de inaan-
scliijf verliet en verminderden aan den kant, waarheen de Maan trok.
Nog was men het niet eens over die verschijnselen totdat de pho-
tographie bij de eclips in 18G0 de zaak duidelijker maakte en nader-
hand bevestiging kreeg door de photographiën en de waarnemingen in
1868 gedaan.
Tevens heeft men door de spectroscoop \' het middel gevonden om
1 Spectroscoop is een werktuig, waarmede men het spectrum waarneemt, en be-
staat uit eene smalle spleet, waardoor de lichtstraal valt. die men ontleden wil, daar
achter een prisma of een stelsel van prisma\'s om den straal te ontleden en vervolgens
een kijker om de lichtstralen in het oog te brengen.
-ocr page 81-
I\'I.AAT X
DK STKKHKNWKRKI.r»
GASACHTfGE ZO N N EU IT WASS E N . i lYutuber.ncm i
W»Krtf*nomen den 1H -iuli |Kt)() bij u>lale zoneclips
-ocr page 82-
Ï>H
ook zonder eclips die uitwassen waar te nemen. Daardoor is men
tot de volgende uitkomsten geraakt.
Dat de dampkring, welke de Zon omgeeft niet overal dezelfde
hoogte heeft: zijn maximum is in de streek van den evenaar, zijn
minimum aan de polen.
Tn dien dampkring zweeft ecne gasachtige laag, waar die vlam-
mende uitwassen uitschieten.
Waterstof is het voornaamste bestanddeel van de rozeroode laag,
welke men bij de eclipsen waarneemt; hoewel zij toch ook andere
bestanddeelen als Sodiuin en Magnesium bevat. Plaat XI geeft ons een
duidelijk begrip van die protuberancen.
De dikte van dien dampkring wordt door Lockijer geschat op
S(KMMKK) meters, de oorzaak echter van die vlammende uitwassen is on-
bekend ; wellicht is zij dezelfde, waaraan de vlekken en de fakkels hun
ontstaan te danken hebben, want ook in de vlekken worden derge-
lijke roode vlammen waargenomen, en Jansen heeft tussehen de pro-
tuberancen en de vorming der vlekken een groot verband nieenen
waar te nemen.
Uit alle waarnemingen komt men tot de volgende besluiten:
1.   De protuberancen vinden hunne oorzaak in de Zon en komen
niet voort uit optisch bedrog.
2.   De protuberancen zijn eene opeenhooping van lichtende stoffen.
3.   Hun vorm is dan eens uitschietend uit de zonne-atmospheer,
dan eens in dien dampkring zwevend.
4.  Rondom de Zon bestaat eene laag van dezelfde stof als de pro-
tuberancen, die daaruit hun oorsprong nemen.
5.   Het aantal protuberancen is ontelbaar. De Zon schijnt ons toe
omgeven te wezen door zulke uitstralende vlammen.
(i. De hoogte dier protuberancen is zeer aanzienlijk, zoodat velen
10 maal de middellijn der aarde overtreffen.
7. De voornaamste bestanddeelen van die protuberancen zijn wa-
terstofgas.
§ 4. Wat is de Zon ? — Is do kern onder de photosplieer vast, vloeibaar of
gasachtig ? — Wat zijn de zonnevlekken ? — Opgave der verschillende theoriën.
Door al bet voorgaande bemerkt men reeds hoever men het ge-
bracht heeft met de beantwoording eener vraag, die vroeger onop-
-ocr page 83-
I\' i<> 2 hf /.i\'H\'ili-n om II uur 2" min.
-ocr page 84-
59
losbaar scbeen en toch van zulk een groot gewicht voor de sterren-
kimde is:
"WAT IS DE ZON?"
Wij kennen de grootte en den afstand van dat middelpunt van ons
zonnestelsel, hare massa en de dichtheid der stof waaruit zij bestaat.
Wij kennen het jaarlijksch verlies, dat de Zon ondergaat in licht,
warmte en scheikundige kracht, de chemische bcstanddeelen waaruit
zij bestaat zijn ons bekend, en hebben ons geleerd dat deze dezelfden
zijn als waaruit onze aardbol is gevormd. Toch zijn er bij al die
kennis, nog verschillende duistere zaken ter oplossing, van welken
wij de voornaamsten behandelen willen; n. 1. de uitlegging der zonne-
vlekken; daar dat punt nauw samenhangt niet eene andere vraag
naar den physischen aard van de zonnevlekken, dat is de massa der
Zon binnen de photospheer gelegen.
Is die kern vast, vloeibaar of gasaehtig?
Hoe geeft men rekenschap in de verschillende daarover gemaakte
hypothesen, over het ontstaan, den vorm en de beweging dier duis-
tere vlekken, over de halfschaduw, de fakkelen, welke die vlekken
vergezellen, en over de poriën, welke men in de photospheer opmerkt?
Wij zullen een kort verslag geven van de voornaamste theoriè\'n,
welke men aanneemt om op die vragen een behoorlijk antwoord
te geven.
De eerste theorie werd in 1774 door Alexandcr Wilson opgezet,
en later door Bode, Michcll, Schroeter, en vooral door W. Herschel
gewijzigd en uitgewerkt.
De Zon bestaat, zoo meende men, uit een zuiver ronden, (luisteren
bol, uit zijn aard niet lichtgevend, die op verschillenden afstand
door drie van elkander onderscheidene dampkringen omringd was.
De eerste, het dichtste bij de duistere kern gelegen, werd gevormd
door eene ondoorzichtige, terugkaatsende wolkachtige laag, die geen
«ander licht gaf dan wat zij zelf ontving. Op dat omhulsel volgde een
tweede dampkring, die uit zijn aard lichtgevend was en uit gas be-
stond in een voortduremlen toestand van gloeiing, dat was de pho-
tospheer die aan de Zon den bepaalden omtrek gaf, welke wij
waarnemen.
De derde een doorzichtige door de photospheer bestraalde damp-
kring omgaf de gansche Zon en bestond uit lagen, wier dichtheid
afnam, naarmate zij meer van het centrale lichaam verwijderd waren.
-ocr page 85-
co
Door die drie dampkringen aan te nemen meende men de vlekken
en hare verschijnselen te kunnen uitleggen: men veronderstelde dat
die vlekken veroorzaakt werden door eene geweldige verscheuring
dier drie dampkringen, dan zag men in de diepten dier scheuren de
donkere kern der Zou dat was de duistere kern der zonne-
vlekken
         op deu kant of de helling dier diepten, zag men de
eerste atmospheer dat was de hal f schaduw - - en de opeen-
hooping van de bestanddeeleu der photospheer veroorzaakte de
fakkel e n.
Plaat XII, Fig. 1 is voldoende om te doen zien op welke wijze de
voorstanders dier theorie de verschillende vlekken met en zonder
halfschaduw trachten uit te leggen. In den derden doorzichtigen damp-
kring zweefden nu de wolken of uitwassen, welke men bij zoneclip-
sen waarnam.
Wat aanstonds in die theorie onaanneembaar blijkt, is dat het
grootste gedeelte der Zon vast, koud en duister blijft; bij den ver-
bazenden warmtcgraad der photospheer is het niet te begrijpen dat
die warmte zich niet heeft medegedeeld aan de inwendige lagen der
Zon; terwijl het tevens niet uitlegt, hoe eene dunne laag als de
photospheer is, tot zulk eene verbazende warmte-uitstraling gedurende
zoo vele eeuwen in staat is.
Wanneer de zonnevlekken overigens diepten zijn in de photospheer,
die haar ontstaan te danken hebben aan zekere uitbarstingen of uit-
stroomingen, dan is het onmogelijk dat de photospheer vast of vloei-
baar is, zoo als Kirchhoff aanneemt, die de schepper is der tweede theorie.
De chemische samenstelling der Zon is volgens hem veel eenvou-
diger dan in de eerste theorie. De gansene kern der Zon, die door
de photospheer ingesloten is, is eene vaste of vloeibare massa in
gloeienden toestand, wier opgevangene lichtstralen een onafgebroken
spectrum zouden geven zonder zwarte strepen, wanneer zij geen door-
gang hadden door den met gassen vervulden dampkring, welke de
Zon omgeeft.
Die dampkring is de oorzaak van de zwarte strepen in het spec-
trum, die overeenkomen met de spectra\'s der verschillende dampen.
De vlekken beschouwt hij als wolken, opeenhoopingen van zeer ver-
dikte dampen in een blaasachtigen toestand, daardoor worden de
stralen der, photospheer onderschept en zij vertoonen zich als zwarte
of grijze vlekken.
-ocr page 86-
61
Deze twee theoriën strijden in zekeren zin met elkander. Tn de
eerste is de photospheer een gloeiend gas; in de tweede eene vaste
of vloeibare stof evenzoo gloeiend.
Gene beschouwt de vlekken als diepten en deze als wolken en
dus verhevenheden op de photospheer.
Welke van die twee is nu de ware?
Beiden hebben wellicht iets waars, en daaruit is door Faye cene
derde theorie opgesteld die men tegenwoordig voor de ware houdt.
Volgens hem is de gansche massa der Zon in een gasachtigen toe-
stand , waarin echter rondom het middelpunt zich zekere lagen te-
vinden, verschillend in warmtegraad en in uitstralingskracht. De
inwendige lagen bezitten zulk eene buitengewone hitte, dat de ver-
schillende deeltjes zich in cene volslagene afscheiding bevinden , zoodat
er geenc chemische werking bestaan kan. De voortdurende afkoeling
echter, welke er in de buitenste lagen plaats heeft, is oorzaak dat
de krachten der verschillende deeltjes en atomen in werking komen
en daardoor ontstaat de photospheer als zoovele wolken van atomen,
niet in zuiver gasachtigen maar toch in gloeienden toestand. Door de
zwaarte dier deeltjes zinken dezen terug tot in de onderste lagen
der Zon; terwijl hunne plaats ingenomen wordt door opstijgende
gasachtige massa\'s; door die stroomen nu, die uit het middelpunt
naar den omtrek gaan, en van den omtrek naar het midden ontstaat
eene voortdurende wisseling tusschen het oppervlak der Zon en
haar binnenste massa.
De vlekken, zegt Faye, zijn openingen, diepten in het gloeiende
gasachtige omhulsel, wier ontstaan hij aldus uitlegt:
\'. De op elkander volgende lagen worden, zooals wij zagen, door-
loopen door opstijgende en nederdalende stroomen. In die voortdurende
beweging kan men gemakkelijk begrijpen dat daar, waar die opstij-
gende stroomen meer kracht hebben, dan de lichtstof der photospheer,
deze wijken moet.
Secchi merkt op over het ontstaan der vlekken, dat reeds dagen
te voren, daar waar eene vlek zal [ontstaan, men eene groote bewc-
ging in de photospheer waarneemt, die zich openbaart dan eens door
fakkelen, dan weder door poriën of door eene verdunning van de
lichtlaag. In de opening daardoor ontstaan ziet men dan niet de
zwarte koude kern der Zon, maar de inwendige gasachtige massa,
wier uitstralingsvermogen, vergeleken bij dat van de niet gasachtige
-ocr page 87-
Dl\'. STKUKK.MVKKRI.I).
l\'l.A VI\' XII
Ki». I l\'illfnjinj der zonnevlekken, volgens de hypothese van WiUon.
La ile phologpheer; tbt inwendige dampkring; A zonnevlek met kern en
haU\'schadiiw. B kern solider halfsrhaduw; C halfseliaduw zonder kern
Km\'. \'1 .Schijnbare verandering in den vorm eener vlek naar den rand.
-ocr page 88-
62
dcclcn der pliotosplieer, zoo zwak is, dat liet verschil daarmede zich
duidelijk in de tint openbaart.
De zoogenaamde kern der zonnevlekken is dan ook nimmer zwart,
maar in vergelijking niet de pliotosplieer duister.
Kirchhoff maakte tegen de theorie van Faye de objectie dat als
de Zon uit gasstotfen bestaat, zij dan doorzichtig moet wezen, en als
de vlekken openingen zijn, dan moest men door die openingen heen,
op de tegenovergestelde zijde der pliotosplieer zien, en zoo zouden de
vlekken nooit zichtbaar wezen; maar die objectie vervalt, want als
de opening der vlek gevuld is met eene absorbeerende gasstof, dan
zullen wij wel die stof, maar nooit de tegenoverliggende zijde der
pliotosplieer zien.
Chacornac, Secchi, Stewart en anderen hadden opgemerkt dat de
fakkels zich voor het grootste gedeelte achter de vlekken vertoonden
met betrekking tot de omwenteling der Zon. Volgens Faye is dit een
noodzakelijk gevolg der omwentelingsbeweging, omdat die lichtwol-
ken zich hoven de oppervlakte der pliotosplieer verheffen, en zoo
wordt ook het verschil uitgelegd van de snelheid der vlekken volgens
hunne breedte, waarover wij vroeger handelden, een verschijnsel ge-
heel en al overeenstemmende niet hetgeen wij op aarde waarnemen,
met betrekking tot de aequatoriale stroomen en de passaatwinden.
Voordat wij eindigen moeten wij de redenen opgeven, welke de
voorstanders der eerste theorie hadden om de vlekken als diepten te
beschouwen: redenen die ook thans voor de nieuwere theorie nog
gelden.
Wanneer eene vlek door de omwenteling der Zon zich beweegt van
den rand naar het midden, dan ondergaat zij in ons oog eene ver-
andering. Aan den rand schijnt zij eene smalle streep te zijn, die
langzamerhand langwerpig rond wordt, en zich eerst in het mid-
den der Zon in hare ware gedaante vertoont. Vanuit dat midden
tot aan den rand waar zij verdwijnt, ondergaat zij, hoewel in tegen-
overgestelde orde dezelfde verandering.
Die verandering is enkel een gevolg der perspectief, die zeer na-
tuurlijk hare verklaring vindt in den bolvorm der Zon. Wanneer de
vlek eene diepte is in den vorm eener omgekeerde kegel, wier schuine
zijde de halfschaduw vormt, dan moet gedurende de omwenteling haar
vorm noodzakelijk veranderen. Dat gedeelte der halfschaduw, dat het
naast hij den rand der Zon zich bevindt, zal zich het eerst aan ons
-ocr page 89-
63
oog vcrtoonen, langzamerhand ziet men de kern of de grond van de
diepte en eindelijk ook de lialfscliaduw aan de zijde van liet midden
der Zon gelegen. In de tweede helft van hare loopbaan zal eerst de
lialfscliaduw aan de zijde van het midden der Zon verminderen en
verdwijnen, daarna verdwijnt ook de kern en eindelijk ook de andere
halfschadnw. Plaat XII, tig. 2 geeft van die veranderingen genocg-
zamc verklaring.
KirchhofY meende, dat de vlekken wolken waren, en legde die ver-
andering van vorm op de volgende wijze uit: Wanneer zich op de
photospheer eene wolk had gevormd, werd die voor de omliggende
declen als een scherm; daardoor ontstond eene verkoeling in die gedeelten
en de vorming eener lichtere wolk, die, de dichtere wolk omgevende,
daardoor zich voor ons vertoonde als de lialfscliaduw. Die vlek in het
midden der Zon gezien, schijnt zich in het midden van de halfseha-
duvv te bevinden; maar meer naar den rand der Zon zich bewegend,
zal het gedeelte der lichtere wolk aan de zijde van het midden der
Zon met de duistere vlek ineensnielten, terwijl het andere gedeelte
naar den zonnerand zich grootcr zal vcrtoonen.
De theorie van Kirchhoff laat echter een aantal feiten zonder ecnige
verklaring; zij geeft geen begrip noch van de fakkelen noch van de
poriën: daardoor begrijpt men ook niet waarom dergelijke wolken
in de poolstreken der Zon niet voorkomen, en waarom na het ver-
dwijnen der donkere kern de lialfscliaduw nog voortduurt; zij legt
het onderscheid niet uit van kernen zonder lialfscliaduw en van half-
schaduw zonder kern.
Eén feit vooral is niet uit te leggen in de veronderstelling dat de
vlekken wolken zijn, n. 1. dat de vlekken altijd verdwijnen vóórdat
zij geheel den rand der Zon hebben bereikt. Ten laatste als de lich-
tende kern der Zon vast of vloeibaar was, waarom geven de randen
dan volstrekt geene aanduiding van gepolariseerd licht; wat toch nood-
zakelijk het geval moest zijn als de photospheer eene vaste of vloei-
bare gloeiende zelfstandigheid was.
In het kort willen wij thans samenvatten wat wij van de Zon weten.
Wanneer wij de verschillende verschijnselen, welke de Zon ons aan-
biedt, opmerkzaam nagaan, kunnen wij een blik werpen in de
physische samenstelling van dien stralenden lichtbol, en zelfs vinden
wij de sporen van zijne vorming in overoude tijden.
Die vlammende hemelster, die thans de bron is van leven en de
-ocr page 90-
64
oorzaak van de beweging der planeten, was eertijde misschien eene
nevelvlek, gelijk aan die, welke wij thans nog in de diepte der lie-
mclen waarnemen, en door hare afkoeling gaf\' zij het aanzijn aan
hare planeten en hunne wachters. In haren schoot zetelt al de warmte,
welke uit die verdikking en uit den val van hare verschillende declen
moest ontstaan.
Omdat die verbazende massa echter eene verkoeling ondergaat,
zooals de planeten, die haar omringen, ondergaan hebben, zoo zal
zij eenmaal beroofd worden van den glans, waarmede zij thans schit-
tert. Zal er dan eene oorzaak gevonden worden, waardoor de oor-
spronkelijke toestand hersteld wordt?
         Dat weten wij niet. De
wereld heeft echter niet altijd bestaan, en niets bewijst dat zij altijd
moet blijven voortbestaan.
De gasachtige toestand der Zon legt ons de verschijnselen uit,
welke wij op hare oppervlakte waarnemen. Haar buitenste omtrek,
waardoor zij in de hemelruimte uitstraalt, is daardoor aan verkoeling
onderworpen en verliest dus zijn gasachtigen toestand: daardoor vormt
deze om de Zon eene laag gloeiende dampen, welke wij p h o t o-
spheer noemen.
Voor ons onbekende oorzaken drijven uit het midden naar de op-
pervlaktc stroomen van die stoffen, waaruit de Zon bestaat en ver-
oorzaken reusachtige openingen in het lichtonihulscl, waardoor de
zonnevlekken ontstaan; het binnenste dier openingen is gevuld
door eene sterk absorbecrende stof, welke de lichtstralen opvangt,
die de Zon ons toezendt.
Dat lichtonihulscl wordt ingesloten door een kring van doorschij-
nende dampen, die volgens hunne specifieke zwaarte zich hooger of
lager verheffen. Omdat het waterstofgas het minst dichte is, verheft
dit zich het hoogst, of\' wel in den vorm van drijvende wolken ofwel in
den vorm van uitschietende vlammen, en dat zijn de roode protu-
berancen welke men bij totale zoneclipsen waarneemt. IJzer en
kalk zijn de stoffen, welke uien het meest waarneemt in de vlekken
en de openingen der photospheer.
De atmospheer der Zon is zeer uitgestrekt. Zij heeft eene breedte
gelijk aan een vierde van de middellijn der Zon; haar vorm is ellip-
tisch; minder hoog aan de polen dan rondom den aequator der Zon.
De spectroscoop leert ons, dat de stoffen, waaruit de Zon bestaat, ge-
heel en al dezelfde zijn, als die, waaruit onze aarde is samengesteld.
-ocr page 91-
(\'..-.
Zie daar dan in liet kort te zanien gevat de kennis, welke wij over
de Zon bezitten. Die kennis is, wel is waar, onvolkomen; maar als
wij bedenken, boe snel de groote ontdekkingen aangaande die licht-
toorts elkander hebben opgevolgd, dan moeten wij fier zijn tot een
geslacht te belmoren, dat grootere schreden op den weg der wetenschap
gedaan heeft dan alle voorgaande geslachten. Het laatste woord is nog
niet gezegd en hoewel de spectrometrie eene wetenschap is nog in bare
kindschbeid, over wier aanduidingen men geene voorbarige besluiten
moet maken, zoo kunnen wij toch hopen, dat eene geduldige waar-
neming en met zorg uitgevoerde proeven de verschillende theoriën en
hypothesen zullen toetsen, om veel wat thans nog duister en onze-
ker is, tot helderheid en zekerheid te brengen, om door al die ken-
nis, glorie te geven aan Hein, die zijne woonplaats in de Zon heeft
opgeslagen! In Sole posuit tabernaculuui suuin Altissinius.
5
-ocr page 92-
-ocr page 93-
TWEEDE BOEK.
DE PLANETEN.
Inleiding. — Omwenteling en omloop. — Richting dier beweging. — Ellips en
hare eigenschappen. — Wetten van Kepler en hunne verklaring. — Wet van
Titius. — Elementen der planetenbaan en hunne verklaring. — Verdeeling
der planeten.
Eondom de Zon, die verbazende bron van licht en warmte, loopen
op versebillenden afstand en in verschillende omloopstijden eene me-
nigte ondergeschikte lichamen, waarvan ook onze Aarde er een is.
Vroeger hebben wij ze reeds opgeteld.
Die lichamen, dan eens alleen en dan weder in groepen, die in
het klein het groote zonnestelsel af heelden, vormen afzonderlijke we-
relden, wier afmetingen, afstand, beweging, vorm en physische samen-
stelling eene bijzondere studie en onderzoek vereischen.
Dat onderzoek zal ons thans bezig houden.
De talrijke verschijnselen, waarvan die werelden het tooneel zijn,
en die door ons worden waargenomen, zullen ons niet alleen het sa-
menstel en den houw van het gansche Zonnestelsel doen kennen, maar
veroorloven ons ook een blik te slaan in de bijzonderheden van ieder
dier lichamen.
Wij 7.ullen zien wat de machtigste telescopen ons lecren over hun
vorm, de zichtbare vlekken op hunne schijf, en daaruit besluiten dat
zij om eene as draaien; de lengte van dag en nacht op hunne opper-
vlakte, den vorm hunner loopbanen en den duur van het jaar voor
ieder hunner zullen wij nagaan. Het verschil van klimaat zelfs, dat
5
-ocr page 94-
68
op hen heersclit, zal ons gedeeltelijk geopenbaard worden door den
hellingshoek van de as op de loopbaan, welke zij rondom de zon
beschrijven.
Het bestaan der wachters of manen, die op vastgestelde tijden rond-
om de voornaamste planeten loopen, zal ons geen minder belang inboe-
zeiuen, wegens de verschillende verschijnselen, welke zij daardoor op
de planeten veroorzaken. Dan eens straalt de verlichte zijde dier manen
op de planeet en schenkt helderheid aan hare nachten; dan weder
veroorzaken zij eclipsen, wanneer zij de stralen der Zon beletten tot
de planeet door te dringen; eindelijk begrijpen wij ook het verschijn-
sel der getijden, welke op hunne oppervlakte plaats hebben.
Op die reis door ons zonnestelsel zullen wij ook onze Aarde ont-
moeten.
De studie der sterrenkundige verschijnselen, die haar en haren wach-
ter betreffen, en het nauwkeurig onderzoek vooral van dien zoo dicht
bij ons geplaatsten wachter, zullen ons vooral helpen, om zoowel de
overeenkomst als bet verschil te begrijpen van de verschijnselen, welke
wij op verschillende planeten waarnemen.
Achtereenvolgens zullen wij de verschillende, wereldbollen beschou-
wen, welke om de zon loopen, en daarbij de orde van hunnen afstand
volgen.
Vóórdat wij echter die reis beginnen en vóórdat wij de verschil-
lende verschijnselen nagaan, welke iedere planeet bezit, en waardoor
zij van elkander onderscheiden zijn, is het noodig ons eerst een juist
begrip te maken van de kenmerken, die aan allen eigen zijn, en waar-
door zij tot dezelfde orde belmoren, en wel in de eerste plaats een
juist begrip van de tweevoudige beweging, waaraan allen on-
derworpen zijn: van de beweging om de zon en van de beweging,
waardoor iedere bol om zijne as draait.
Wij weten dat de Aarde een bijna ronde bol is, die niet eene ge-
1 ijkmatige snelheid om zijne as draait, waardoor hij in iets minder dan
vier en twintig uren van bet westen naar liet oosten zijne omwenteling
volbrengt. Die beweging is oorzaak dat het schijnt alsof de gansche
sterrenhemel, zon en maan zich in eene tegenovergestelde richting
bewegen. De zonnevlekken hebben ons reeds geleerd, dat ook de zon
dezelfde beweging bezit rondom hare onveranderlijke as.
Met het bloote oog schijnen de andere lichamen van ons zonnestelsel
lichtende punten, niet onderscheiden van de andere sterren; maar
-ocr page 95-
69
door een telescoop beschouwd, vertoonen de voornaamsten zich als
ronde schijven, en hen aandachtig waarnemende heeft men op hunne
oppervlakte zich bewegende vlekken ontdekt, waardoor zoowel hun
bolvorm als hunne omwenteling duidelijk wordt. Mercurius, Venus,
Mars, Jupiter en Saturnus belmoren tot dat getal. Wat de andere
planeten betreft, eenigen zoo als Uranus en Neptunus zijn te ver
van ons verwijderd, en de andere asteroïden zijn te klein, dan dat
men met zekerheid hunne omwenteling heeft kunnen waarnemen:
echter is het volstrekt niet twijfelachtig en de wetten der beweging
maken het zeker, dat er op dit punt eeue volmaakte overeenkomst
bestaat tusschen al de planeten. Die overeenkomst vindt men ook bij
de wachters: onze maan wentelt om hare as, zooals blijkt uit de waar-
neming; bij de wachters van Jupiter heeft men zulk eene beweging
waargenomen, en wij mogen dus niet grond vooronderstellen dat het
evenzoo met de wachters der overige planeten is.
De assen der Zon, der planeten en van hunne wachters hebben
ieder eene verschillende richting, welke zij ten naasten bij onveranderd
behouden.
De tweede beweging is die van eene verplaatsing in de ruimte.
Iedere planeet wentelt om de zon, zoodat het middelpunt der planeet
rondom die Zon eene langwerpig ronde baan beschrijft; terwijl de Zon
niet in het middelpunt van die baan, maar in een van hare beide
brandpunten is geplaatst, zoodat de zon het middelpunt is van alle
planetenbanen te zamen genomen.
De tijd, waarin die planeten hunne wenteling om de Zon volbrengen,
verschilt voor ieder van hen, naarmate hun afstand tot de Zou grooter
of kleiner is, volgens eene door Kcpler gevonden wet, welke wij
hierachter zullen nagaan. De wachters wentelen om hunne hoofdpla-
neet, zooals deze zich om de Zon beweegt.
Wat wij echter hier reeds in het oog moeten houden is de richting,
waarin die hemellichamen zich op hunne baan verplaatsen.
De omwenteling der Aarde geschiedt van het westen naar het
oosten.
Welke is nu hare richting in de jaaiiijksche wenteling om de Zon?
De omwentelingsas der Aarde staat niet loodrecht op hare loopbaan,
maar helt ongeveer GG° op dat vlak, met andere woorden, de omwen-
telingsas der Aarde maakt met het vlak van de loopbaan een boek
van ongeveer G(>°, een der polen bevindt zich nu aan de éene zijde
5*
-ocr page 96-
70
van het vlak \' harcr loopbaan, en de andere pool aan de andere
zijde; want het middelpunt van den aardbol beschrijft de loopbaan.
Vooronderstellen wij eens, om het duidelijk te maken, een waarnemer
in het middelpunt der Aarde, dus juist in het vlak der loopbaan, met
het gelaat naar de noordpool der Aarde, of wat hetzelfde is naar de
noordpool des hemels gericht, dan zou hij zien dat al de punten der
Aarde van de rechterhand naar de linkerhand draaiden. Voor hem dus
is het hetzelfde of men zegt eene wenteling van de rechter- naar de
linkerhand of van het westen naar het oosten.
Het vlak der loopbaan van de Aarde gaat juist door het middelpunt
der zon. In de vooronderstelling dat dezelfde waarnemer zich in het-
zelfde vlak en in dezelfde richting in het middelpunt der Zon ver-
plaatst, dan zou hij ook de Zon om hare as zien wentelen van de
rechterhand naar de linkerhand, dat is van het westen naar het oosten.
Diezelfde richting van beweging vindt men terug bij alle hemcl-
lichamen van ons stelsel: bij de wenteling der planeten om de Zon
zoowel als bij de wenteling der wachters om hunne planeten; later
zullen wij zien, dat wij eene uitzondering op dien regel ontmoeten
bij de wachters Aan Uranus, die juist in tegenovergestelde richting
om de planeet loopen.
Voor een beschouwer, die in het midden of met andere woorden in
de Zon geplaatst was, zou onze planeet hare baan doorloopen van de
rechter naar de linkerhand, dus ook van het westen naar het oosten.
Niets is, zooals men ziet, eenvoudiger en gemakkelijker dan de
algcmeenc wet, welke de richting dier beide bewegingen bepaalt.
Plaat XIII, waar het gansche planetcnstelsel, met de onderlinge plaat-
sing der voornaamste planeten, is afgebeeld, zal het begrip der be-
wegingen, waarvan wij gesproken hebben, nog verduidelijken.2
Wanneer het vlak, dat het middelpunt van iedere planeet om de
Zon beschrijft, verlengd wordt, snijdt dat verlengde vlak het mid-
dclpunt der Zon.
\') Om zich een duidelijk begrip van vlak te maken, verbeelde men zieh een hoepel
die de loopbaan der Aarde of van eene planeet vertegenwoordigt, terwijl de zon in
het middelpunt geplaatst is. Wanneer de gansche binnenruimte van den hoepel met
papier beplakt was, dan wjjst de vlakte van het papier het vlak van de loopbaan aan,
dat altjjd door de zon gaat.
• In deze plaat zjjn de loopbanen der planeten als cirkels afgeteekend, hoewel zjj
eigeniyk langwerpig rond zijn. De zon behoort ook niet in het midden te staan, zoo
-ocr page 97-
71
De vlakken echter van die loopbanen hebben niet allen dezelfde
richting; want vergeleken met de loopbaan der Aarde hellen zij in
meerdere of mindere mate op die aardsche loopbaan, waaruit volgt
dat van iedere planeet de ééne helft harer loopbaan boven, de andere
helft onder het vlak van de loopbaan der Aarde is. Het verschil en de
helling dier onderscheidene loopbanen is op plaat XIII, fig. 2 afge-
teekend.
Omdat die helling niet zeer groot is, zoo volgt daaruit, dat die pla-
neten van de Aarde gezien, zich in eene bepaalde streek des hemels
vertoonen, en wel in de streek, waar de Zon zich aan ons vertoont.
Men noemt die streek ZODIAK of DIERENRIEM. Ons gansche zon-
nestelsel op den kant gezien, zou zich voor iemand, die zich buiten
zijne grenzen bevond, vertoonen als een groep in een verlengden vorm,
met de Zon als een helder stralend punt in het midden; (Zie Plaat
XIII, Fig. 2) terwijl een aantal kleine sterren in verschillenden glans,
de planeten met hunne wachters, zich aan weerszijden zouden ver-
toonen en bijna rechte lijnen zouden beschrijven.
Toen Copernicus het ware wereldstelsel ontdekte van de versehil-
lende bewegingen der planeten om de Zon, legde hij daardoor den
grondslag voor de nieuwere sterrenkunde.
Gallileï bevestigde dat stelsel meer en meer en leverde er nieuwe
bewijzen voor. Veel bleef echter nog in het duister; want over den
vorm der loopbanen, over de snelheid der bewegingen op vcrschil-
lende punten op die baan, over de betrekkelijke afstanden tot de Zon
had men nog geen juist begrip; en toch waren die bepalingen onont-
beerlijk voor den verderen voortgang der sterrenkunde.
Lang bleef men echter niet in het onzekere, want aan het volhar-
dend geduld en aan het genie van Kepler was het te danken, dat men
tot de volledige oplossing dier zoo moeielijke vraagstukken geraakte.
Uitgaande van de veelvuldige waarnemingen, die zijn meester Tycho-
Brahé had gedaan, kwam hij na 17 jaar van ingespannen studie
tot de ontdekking dier wetten, waaraan het dankbare nageslacht zijn
als hier; maar het is ondoenlijk om op zulk eene kleine schaal dat verschil aan te
duiden, vooral bjj de planeten die het dichtst om de zon loopen. Fig. 10 zal dit ge-
brek verhelpen. De onderlinge afstand van het algemeene middelpunt is nauwkeu-
rig aangegeven en dus ook de evenredigheid der onderlinge loopbanen. De plaatsing
der planeten is de stand, welken wjj op den eersten Januari 1871 en 1872hebben ge-
nomen uit den Nautical Almanac.
-ocr page 98-
J)K STERRENWERELD.
PLAAT XIII.
Ii
-\'O\'" St«ndr v FWM Trav
XfftOnms / ¥/
\' Oo v Jlars---------------------
.... , .         ""*".Wfc™,
nctiplwa
■\'"!"\'"■ f/V------------Eruptie,
ZONNESTELSEL.
Fijf.1. Loopbanen tier planoten Fitf. 2. Helling der phnolenbnan u|i liet vink der Ecliptica
-ocr page 99-
Tl\'
naam verbonden heeft. Die wetten willen wij thans beschouwen, om
ons daardoor een juist begrip te kunnen vormen over het gansche
planetenstelsel.
Wij weten dat de planeten rondom de zon loopen langs eene denk-
beeldige lijn, die in zich zelve terugkeert en wier punten in een be-
paald vlak liggen. Welke is nu de vorm van die loopbaan, en welke
plaats neemt de Zon in dat vlak in?
Op die beide vragen geeft de eerste wet van Keplcr het antwoord. Zij
luidt: "ledere planeet beschrijft om de zon eene ellips
en de zon staat a 11ijd in een der twee brandpunten
dier ellips."
Wat nu is eene ellips?
liet is eene schninsche niet door het grondvlak gaande kegelsnede.
Zulk eene ellips kan men beschrijven door op eenigen afstand van
elkander een paar pennen of spelden op een vlak te slaan; aan ieder
der pennen knoopt men liet einde van een draad vast, immer zorgende
dat de lengte grooter is dan de ruimte tusschen de beide pennen.
Nu beschrijft men met een potlood, dat men langs den gespannen
G
(Fig. S.) Wetten der ellips.
draad doet voortgaan, eene lijn aan beide kanten der pennen: die ronde
langwerpige, in zich zelf wederkeerende lijn is de ellips. De beide
ponten, waar de uiteinden van den draad aan gehecht waren, A en B,
-ocr page 100-
t:ï
(fig. 8), noemt men de brandpunten der ellips en den afstand van
een brandpunt tot aan den omtrek noemt men den voerstraal of
Radius Vector: de som van twee voerstralen uit de beide brand-
punten naar eenig punt op den omtrek genomen is altijd even groot
en wel gelijk aan de lengte van de groote as CD.
De groote as, ook wel apsidiënlijn genoemd, is de lijn,
welke door de beide brandpunten gaande, de ellips in twee deelen
verdeelt; en de kleine as is de lijn, welke door het middelpunt
der groote as gaande loodrecht op deze staat FG.
\'De afstand van een der brandpunten tot aan het middelpunt der
groote as, noemt men de uit middelpuntigheid excentrici-
teit A E.
Uit deze waarheid volgt, dat als de planeet zich op middelbaren
afstand der Zon bevindt, h. v. in F of in G, dat die afstand gelijk
is aan de halve groote as, omdat de som der beide voerstralen AF
en BF gelijk is aan de geheelc lange as.
Tevens volgt daaruit dat als men de exentriciteit eener planetenbaan
kent en eene der beide assen, men immer de andere as berekenen kan.
Kent men b. v. door de uitmiddelpuntigheid den afstand der beide
brandpunten A en B en tevens de lengte der groote as CD, dan be-
hoeft men uit het brandpunt A de halve lange as slechts te nemen op
de lijn FG en men vindt de korte as.
Volgens de eerste wet van Kepler nu staat de Zon altijd in één
der beide brandpunten van de elliptische planetenbaan. Staat de Zon
b. v. in A en de planeet in C, dan heet zij te staan in haar perihe-
lium
, zonnenabijheid; staat zij daarentegen in D, dan heet zij te staan
in haar aphelium, zonneverte; en in F of G, dan staat zij op mid-
delbaren afstand.
Naarmate het centraal lichaam is, ontvangt de dichtste of verste
stand andere namen. Zoo spreekt men van onze maan in haar peri-
qeum
of apogeum, dat is aardnabijheid of aardverte: evenzoo van de
manen van Jupiter in hun perijovium of apojoviicm.
Dit zal voldoende zijn om de eerste wet van Kepler ten volle te
hegrijpen. De afmetingen der planetenbanen verschillen veel onder
elkander en hun omtrek door de excentriciteit gemeten, geeft niet
immer dezelfde uitkomsten. Eenigen, zooals die van de Aarde, Nep-
tunus en vooral van Venus hebben zulk eene geringe excentriciteit,
dat hunne banen bijna cirkelvormig zijn; anderen daarentegen zooals
-ocr page 101-
74
die van Mcreurius en van vele kleine planeten zijn zeer langwerpig en
hebben dus groote excentriciteit. De kometen vooral beschrijven bui-
tengewoon langwerpige ellipsen: inzonderheid de komeet van Halley
heeft de grootst bekende excentriciteit. Zie PI. XIII, tig. 1.
Uit de eerste wet van Kepler volgt dat de afstand van eene pla-
neet met betrekking tot de Zon gedurende den tijd van haren omloop
onophoudelijk verandert en grooter of kleiner is. Maar is de snelheid,
waaarniede zij op hare baan voortwentelt, op alle punten even groot
of is deze ook veranderlijk?
Die snelheid is zooveel grooter naarmate zij dichter bij de bron van
hare beweging, bij de Zon is; \' en nu leert de tweede wet van Kepler
ons de verhouding, waarin die beweging door den afstand verandert.
Zij luidt: de voerstraal van eene planeet doorloopt in
gelijke tijden niet gelijke deelen der baan, maar gelijke
vlakte uitgebreidheden.
Omdat de snelheid der planeet grooter of kleiner is, zal zij ook
in denzelfden tijd een grooter of een kleiner gedeelte van hare baan
doorloopen. De grootte nu van dat gedeelte harer baan heeft Kepler
op eene merkwaardige wijze door die tweede wet bepaald. Nemen
9
(Fig. 8.) Wetten der ellips.*
\') Uit de eerste wet van Kepler hewjjst men, dat de aantrekkingskracht der zon
zwakker werkt naarmate de afstand der planeet grooter is, niet echter in dezelfde
-ocr page 102-
75
wij b. v. fig. 8. twee gedeelten, welke de planeet op verschillende
tijden op hare baan doorloopen heeft, gedurende eene even groote
tijdruimte, van p tot p\', en van p" tot p*\', en trekt men nu de voer-
stralen van dat gedeelte der baan tot de Zon in B, dan zal volgens
de tweede wet van Kepler, de vlakke inhoud, welke tusschen die
voerstralen is gelegen, immer even groot zijn. De meetkunde l>e\\vijst
ook dat de inhoud van p" B p" even groot is als de inhoud van
p\' B p. Naarmate de driehoek in lengte toeneemt, vermindert zijne
basis en omgekeerd. De snelheid der planeet vermindert of vermeer-
dert dus in omgekeerde reden van den voerstraal. Wordt deze langer
dan is de snelheid kleiner, en hoe kleiner voerstraal hoe grootere
snelheid, dat is, hoe grooter het gedeelte is, dat zij op hare baan
doorloopt. Hoe verder de planeet van de Zon is, des te korter de boog
op hare baan en des te langzamer hare beweging: in het aphelium
is hare snelheid dus het geringste. Hoe dichter bij de Zon hoe groo-
ter boog, hoe sneller beweging, en dus in bet perihelium het snelst.
Die beide wetten vinden niet enkel hare toepassing op de loopbanen
der voornaamste planeten, maar ook op de loopbanen der wachters.
Zoo beschrijft de maan eene ellips rondom onze Aarde, die in één der
brandpunten is geplaatst van de baan, welke de maan beschrijft, en
de snelheid van onzen wachter is zoodanig, dat als men zijne loop-
baan in deelen verdeelt, welke hij in gelijke tijdruimten doorloopt,
men ook bevindt, dat alle driehoeken door de voerstralen gevormd,
even groote oppervlakten hebben.
De derde wet heeft aan Kepler de meeste studie gekost. Abstracter
van inhoud, is zij echter even eenvoudig in haren vorm. Zij is van
het hoogste belang voor het goed begrip der astronomische kennis, en
verdient al onze aandacht.
De beide eersten hebben tot voorwerp iedere planeet afzonderlijk be-
schouwd; maar de derde wet stelt de betrekking tusschen de ver-
schillende planeten in het ware licht. Zij drukt het merkwaardig
verband uit tusschen de afstanden der planeten tot de Zon en den tijd,
dien zij behoeven, om hunne omwenteling rondom dat lichaam te vol-
brengen. Zij luidt: "De beide vierkanten (kwadraten) van
verhouding maar volgens het kwadraat van den afstand. Over de zwaartekracht ech-
ter, het ware levensbeginsel van de sterrenwereld, later in het derde deel van dit
werk uitvoerig.
-ocr page 103-
76
de omloopstijden van twee planeten staan tot elkander
in dezelfde verhouding als de derde machten (kuhen)
van hunnen middelbaren afstand."
De middelbare afstand der planeten van de Zon wordt steeds groo-
ter van Mereurius tot Neptunus en hunne omloopstijden evenzeer. De
verhouding nu van die omloopstijden niet den middelbaren afstand,
of wat op hetzelfde neerkomt, niet de groote as \' der loopbaan leert
Kepler ons door zijne derde wet.
De heide volgende kolommen bevatten den duur der omwenteling,
uitgedrukt in middelbare dagen en de lange as der voornaamste pla-
neten, uitgedrukt volgens eene lengtemaat, waarbij men de lange as
der aardsehe loophaan of het dubbele van den middelbaren afstand
tot de Zon als eenheid neemt.
Dag.
Mercnrins...... 87.96926            0.3870988.
Vcnus....... 224.70079             0.7233322.
de Aarde...... 365.25636             1.0000000.
Mars........ 686.97979             1.5230914.
Jupiter....... 4332.5848              5.202798.
Saturnus......10759.2198              9.538852.
Uranus.......30686.8208             19.182639.
Neptunus......60117.30                30.03386.
Wanneer men nu den duur der omwenteling met zich zelven verme-
nigvnldigt, krijgt men het vierkant. Wanneer men de lengte der groote
as eerst met zich zelve vermenigvuldigt en daarna nog eens met de
lengte der groote as, verkrijgt men de kuhen of derde machten. Wan-
neer wij dit met de omwentelingstijden van twee planeten doen, en
die door elkander deelcn, krijgen wij hetzelfde quotiënt als wanneer
wij van diezelfde planeten de kubcn hunner assen door elkander
deelden.
Laat ons Venus en Jnpitcr tot voorbeeld nemen.
Het vierkant van Venus\' omloopstijd, wanneer wij alleen de twee
eerste decimalen nemen is 50.490,0900, en liet vierkant van Jupiters
omloop is IK.771,249,4504. Wanneer dit gedeeld wordt door het vier-
1 Sprekende over de ellips zeiden \\vjj, dat de middelbare afstand gelijk is aan de
halve lange as der loopbaan, \'t Is dus hetzelfde of wü volgens die Keplersche wet
de verhouding der omloopstüden nemen tot den middelbaren afstand, tot de halve of
de geheelü lange as.
-ocr page 104-
77
kant van Venus\' omloop, dan is het quotiënt 372. De derde macht
van Venus\' groote as is 0,378,450805, en de kubus van Jupiters groote
as 140,835258.325: dit gedeeld door de kubus van Venus geeft tot
quotiënt ook 372. Zoo is het met alle andere planeten, terwijl die
wet ook van toepassing is op de wachters van Jupiter, Saturnus en
Uranus.
Uit deze wet volgt eene gewichtige waarheid, n.1. deze: dat wan-
neer men den omloop der planeten kent, men gemakkelijk daardoor
tot de kennis komt van hare baan en dus ook den middelbaren afstand
tot de Zon kent; want als men den afstand maar kent van eene der
planeten, kent men dien van al de overigen. Alles komt dus neer op
de juiste kennis van den afstand van eene der planeten, b. v. van de
Aarde. Wanneer de omloopstijd en de groote as der Aarde bekend is,
of met andere woorden, de middelbare afstand van de Aarde tot de
zon, dan vindt men gemakkelijk de groote as of den afstand tot de
Zon van de andere planeten. Wij kennen bijv. door observatie den om-
loopstijd van Venus; welnu, dan leert de derde wet van Kepler ons
den afstand van Venus tot de Zon kennen, want de vierkanten der
beide omloopstijden staan tot elkander als de kuben der middelbare
afstanden. Wij hebben dus met weglating der decimalen de volgende
eenvoudige berekening.
365*: 2245 = 1\' : X3 dat is :
133225: 50176 = 1: X3 dus:
50176 _nq7fifi
X -133225-0\'3766\'
De middelbare afstand van Venus tot de Zon is dus 0.3766; daarbij
den middelbaren afstand of de halve as der aardsche loopbaan tot
eenheid genomen. De groote as is dus het dubbele, of 0.7532, welke
getallen overeenkomen met de hier boven aangegevenén; bet kleine
verschil ontstaat uit het weglaten der decimalen.
Na Kepler vond Titius, prof. te Wittcnberg, eene wet uit, welke
zijn naam draagt, waardoor de afstand der verschillende planeten tot
de Zon wordt uitgedrukt. Zij mag echter gecne wet genoemd worden,
omdat zij niet juist doorgaat op alle planeten en ook niet op weten-
schappelijke gronden steunt. Zij is maar, zooals prof. Kaiser zegt,
een eenvoudig hulpmiddel voor het geheugen, daar zij op eene merk-
waardige wijze overeenstemt met de ware afstanden, zooals men uit
het onderstaande zien zal.
-ocr page 105-
7*
PLANETEN.
Ware afstand.
Afstand vol-
gens de wet
van Titius.
Mercurius
3,871
4
Venus
7,233
7
Aarde
10,000
10
Mars
15,237
16
KI. planeten
22,0-31,6
28
Jupiter
52,028
52
Saturnus
95,388
100
Uranus
191,826
196
Xeptunns
300,338
388
Wanneer men bij de reeks getallen welke men verkrijgt door het
dubbel van het voorgaande te nemen: 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192,
384 telkens het getal 4 optelt, verkrijgt men de afstanden volgens
Titius. De laatste planeet verraadt eene zeer groote afwijking, maar
hoewel de wet van Titius niet nauwkeurig is, heeft zij toeh het
hare bijgedragen om de in de reeks ontbrekende en vroeger onbe-
kende planeten te ontdekken.
Later heeft Hinrichs uit het verband van Keplers wetten met de
hypothese over de planetenvorming door La Place trachten te bewij-
zen, dat de wet van Titius het gevolg is van de voortgaande conden-
satie der oorspronkelijke nevelvlek; zoodat de getallen, die den af-
stand der planeten uitdrukken tevens den tijd aangeven, verloopen
tusschen ieders vorming, liet kleine verschil, dat er bestaat tusschen
de getallen volgens de theorie en volgens de waarnemingen, zoekt hij
op rekening te schuiven gedeeltelijk van den weerstand der ether en
gedeeltelijk van de storingen, welke de planeten elkander doen on-
dergaan. Het stelsel der wachters is volgens hem aan dezelfde wet onder-
worpen; maar voor de oudste planeten bestaat er grooter verschil in.
Wat er van zij, Hinrichs komt tot een gewichtig besluit; n. 1. dat
de wet der voortgaande condensatie nauw verbonden is met de derde
wet van Kepler.
Dit zij hier genoeg, later zullen wij meer in het bijzonder die ne-
veltheorie beschouwen.
Wat de wetten van Kepler ons leeren over de planeten met bc-
trekking tot de Zon is echter nog niet voldoende, om de ligging van
eene planetenbaan in het hemelruim te kennen.
-ocr page 106-
79
Om die nader te bepalen worden meer gegevens vereischt. Men
noemde die vroeger de elementen der baan, welke benaming zij ook
thans nog behouden hebben. De kennis dier elementen is van bet
grootste belang voor de sterrenkunde; want bemerkt men dat de elc-
mentcn van twee waargenomene planeten met elkander verschillen,
dan besluit men daaruit, dat hunne banen ook verschillen en eene
verschillende richting hebben; dit is vooral van nut bij de waarne-
ming van kometen, die slechts na ecuwen terugkeeren en waarvan
men zonder de kennis dier elementen nooit bepalen kon, of die ko-
meten dezelfde of nieuwe zijn.
Om de baan van een om de Zon loopend hemellichaam te kennen,
heeft men zeven verschillende elementen noodig,
1.  De middelbare afstand van de Zon, of wat hetzelfde is, de halve
of geheele lange as der baan.
2.  De afstand van het brandpunt, waarin de Zon staat tot bet mid-
delpunt der groote as, met andere woorden: de excentriciteit der baan
uitgedrukt in gedeelten der halve groote as, die men = 1.00 stelt.
3.  De richting der groote as, of wat hetzelfde is, de lengte van bet
perihelium tot het voorjaars-evennachtspunt uitgedrukt in graden.
4.  De epoche, dat is de middelbare lengte eener planeet, ten tijde
van de berekening.
5.  De periode der planeet of de omloopstijd, gemeten in gewone
zonnedagen.
G. De lengte van den klimmenden knoop, dat is het punt waar de
loopbaan der planeet, den ecliptica of de loopbaan der Aarde doorsnijdt,
gemeten in graden van het voorjaars-evennachtspunt.
7. De helling van den loopbaan der planeet op het vlak van den
ecliptica, of wat hetzelfde is, op de loopbaan der Aarde.
De vijf hier eerst opgenoemde elementen hebben enkel betrekking
op den vorm der elliptische loopbaan en op de beweging der planeet
op die baan, de beide laatstgenoemde elementen doen ons de ligging
der baan kennen.
Voor zoo verre noodig, geven wij tot duidelijkheid nog eene korte
verklaring van een paar der opgenoemde elementen. Wat de halve as
en de excentriciteit betreft, deze hebben wij hierboven, sprekende over
de ellips, genoegzaam leeren kennen.
De lengte van het perihelium vereischt eene korte verklaring. Vooraf
merken wij op, dat men eene tweevoudige wijze gebruikt om den
-ocr page 107-
80
stand van een hemellichaam aan te geven, de Breedte is de af-
stand van den ecliptica of de loopbaan der Aarde, en de De cl in at ie
is de afstand van den aequator des hemelt) of van bet vlak van deu
aardschen aeqnator. Breedte en declinatie kunnen das ten noorden en
ten zuiden zijn. Om den verderen stand te bepalen beeft men een be-
paald punt vastgesteld aan deu hemel, namentlijk den eersten beinel-
meridiaan, en dat punt is bet voorjaars evennacbtspnnt, dat is bet
punt, dat de Zon den 21 Maart bereikt, wanneer zij juist in bet ver-
lengde vlak van den aardschen aeqnator staat, en daardoor op Aarde
even lange dagen als nachten veroorzaakt. (Zie verder hierover III
de aarde 8 .\'5). De afstand nu van het hemellichaam van dien eersten
hemelmeridiaan, noemt men de lengte, gemeten langs den ecliptica,
en als men dien afstand meet langs den hemel-aequator noemt men
dit rechte opklimming of Keet as een si o.\'
Om nu de baan der planeet nauwkeurig te kennen, moet men weten
waar aan den hemel bet punt is, waar de planeet in bet perihe-
lium staat, en nu meet incn den afstand van den eersten hemelraeri-
diaan of van het voorjaars-evennachtspunt
A P is de groote as der planetenbaan in wier ééne brandpunt zich
(Eig. 9.) Elementen der planetenbaan.
\' Wanneer wjj van eene plaats op Aarde spreken, bepalen wü hare lengte en hare
breedte; de lengte is de afstand langs den aequator gerekend van den eersten meri-
diaan, welke door de Engelsehen gerekend wordt over Greenwich te loopen, en door
de Eranschen over Parijs. Soms neemt men voor eersten meridiaan ook wel den
denkbeeldigen cirkel, loopende over de piek van Teneriffe naar de Noordpool. De
-ocr page 108-
si
de Zon Z bevindt. V is het voorjaars-evennaelitspunt en P liet peri-
heliuin van de baan, dan drukt de hoek 1\'Z V de lengte van het
perihelium uit of den afstand van 1\' tot V.
Üe epoche, het tijdstip der waarneming, kan willekeurig genomen
worden; men neemt gewoonlijk 1 Januari en dat oogenblik noemt men
epoche, om daaruit, als het begin der beweging, de middelbare
lengte te berekenen eener planeet voor elk gegeven tijdpunt.
De vlakken der planetenbanen vallen niet samen met het vlak van
de aardsche loopbaan. Fig. 2, PI. XIII toont ons de richting van
hunne hanen met betrekking tot den ecliptica; de planeet volbrengt
dus een gedeelte van hare loopbaan boven en een ander gedeelte onder
het vlak van de loopbaan der Aarde en haar baan doorsnijdt dus op
twee punten het vlak van den ecliptica; die beide punten nu, waar
de planetenbaan den ecliptica doorsnijdt, noemt men knoopen. Wan-
neer de planeet, op het snijpunt zijnde, ten noorden boven het vlak
der aardsche loopbaan rijst, dan heet zij te staan in den klim m e n -
den knoop (^) en gaat zij onder dat vlak ten /uiden, dan heet zij
in den dalenden knoop (e). Nu bepaalt het zesde element het punt,
waar de planeet boven het vlak van den ecliptica rijst, altijd wederom
geteld van het voorjaars cvennachtspunt; dus de hoek V Z y> (zie de
vorige figuur) bepaalt het lengtepunt van den klimmenden knoop. De
denkbeeldige lijn, welke de beide knoopen vereenigt, noemt men de
knoop lijn, en omdat die lijn altijd door het middelpunt der Zon
gaat, is, als men de lengte van den klimmenden knoop kent, de
lengte van den dalenden knoop ook bekend, want die ligt juist een
halven cirkel, dat is 180° verder; ligt de klimmende knoop bijv.
12!)° van het voorjaars-evennaelitspunt, dan ligt de dalende knoop
12!)° 180° = 3ÜÜ° van het voorjaars evennachtspunt. -
breedte is de afstand van de plaats tot aan den aequator: zoo ligt bij voorbeeld Lei-
den op 0° 17\' 57\' 5 lengte van Greenwich en 52" 9\' 28" 2 noorderbreedte van den
aequator. Diezelfde bepaling gebruikt inen, als men van de hemellichamen spreekt,
maar noemt het dan Reclascensio RA, rechte opklimming, en DeclinatieD, afwijking.
Zoo staat bjjv. de vaste ster .Sirius ongeveer KA 150\' en D 13°, dat wil zeggen
die ster staat 150 graden van het punt, waarop de Zon zich in het voorjaars-even-
nachtspiint bevindt en 13 graden teH noorden van het vlak van den aanbenen aequator.
De graden worden geteld van het westen naar het oosten, juist volgens de wente-
Hng der Aarde.
" Dit is met betrekking tot de Zon en dus de heliocentrische plaats; wanneer men
de Aarde als middelpunt denkt, dan noemt uien het geocentrisch.
-ocr page 109-
82
Wanneer men de heide knooppunten heeft gevonden, kent men
daaruit ook de meerdere of mindere helling, dat is den grooteren of
kleineren hoek welken de planetenbaan maakt met den ecliptica.
Om dus de beweging eener planeet te bepalen, moet men zeven
onbekenden zoeken, of juister zes; want volgens de derde wet van
Kepler staan de omloopen in juiste verhouding met den middelbaren
afstand of de halve lange as. Kent men dus den middelbaren afstand,
dan kan men daaruit de periode of den omloopstijd berekenen.
Eene nadere oplossing en berekening dier elementen valt buiten
het doel van dit werk, dat slechts beschrijvend en verklarend is.
Fig. 10.
Fig. 10 stelt ons den loop der vier middelmatige planeten voor in
hunne onderlinge ware afmetingen. De gedeelten der loopbanen, die
onder den ecliptica en dus in den dalenden knoop zijn, zijn door volle
-ocr page 110-
83
lijnen afgebeeld; <le gedeelten, die boven den ecliptica en das in den
klimmende]] knoop zijn, door afgebroken lijnen. De stand der vier
middelmatige planeten is, zooals zij dien hadden den t Jan. 1.S71 en
hebben zullen den 1 Jan. 1872.
Nadat wij de groep dier hemellichamen, die ons het meeste belang
inboezemen, omdat onze Aarde er een deel van uitmaakt, in
algemecne trekken hebben geschetst, zullen wij ieder afzonderlijk
beschouwen, en met hulp van de waarnemingen der nieuwste
sterrenkundigen, hunne eigene bewegingen beschrijven en hunne in-
nigste samenstellingen naspeuren.
Wij zullen daarin de orde volgen, waarin zij tot de Zon staan en
beginnen met Mercurius en Venus, die binnenplanetcn genoemd wor-
den, omdat hunne loopbanen binnen de loopbaan der Aarde liggen.
De anderen noemt men buitenplaneten, omdat hunne loopbanen buiten
de onze zijn gelegen. Die verdeeling is echter met betrekking tot
onze Aarde genomen; eene andere, meer in de natuur der pla-
neten gelegen, is die, waarvan wij vroeger reeds melding maak-
ten, n. 1. de vier middelmatige planeten, de ring der 112 \' kleine
en de groep der 4 groote planeten. In die orde zijn zij ook van de
Zon geplaatst.
2 Sedert do uitgave van het eerste stuk der sterrenwereld ontdekte Dr. K Luther
eene nieuwe planeet tot de planetoïden behoorende, den 12 Maart 1871, welke dus
de 113 is en den naam Ainalthea heeft ontvangen.
f,
-ocr page 111-
HïftïEn1
5 1
-= = \'V»r\'s3
s s Ë 2.: F F §
3
s : :•: : : : g
?
--C%T ^-"C—T^-^Z-^Z
e n
a
•} 19 U ~» 11 U i> 4-
ï — W C *C O •— W
11
f
)n ig ■; : - -o - iv -
1
f- —
co _ M
t—i i—i .—- *>5
te O O O O M O 00 O
ir
3 =
r
p •
f
OOOOOteOCSQO
=
s
"—«CO HKSM
s
8?
X3
J»li*pOQDj3S^Ï^C^l
1
=
1
CKKlOCSMH CD te
~
£:
i*-.0004«i*>4*OSCi
er
.1
QB
CO
5. ■*
et ^ :> i; cs -^ ^
Q
S- o
p je>_4* ^H-p et 1 1l)t ^e
en -3 ^-J eM ^~J CS \' 1m- ^O
s
>
^1
K
h-^
" vr
a.
rt-
oo
i"
-
i—:
CO ■—\' CO
-■
^- te p et p _CO 1 CD ^
s
e"
"Vo "4* "cO e-t "c» "et \' et "CM
g-
1
»
= _
>5
<
*
«0 4* 4- p f O h- p O
c a ^
e
"ÏC V ~J "O CS CT O "cO CO
p\'ïf
Q
COCnc004*.4~OCScO |
1
H ï5
CC
^- -■ _
M<J CC M O >—■■—\'
^^ B
O CS te te O CC --1 CS CS
p?-
CO Oi te >—i O CO >—\' CS -l
ouo^^ccooc
£ t— te CC te
üï -*° r* i*5 -5° -° f -° P
CC OO Vbs "05 WO CO "*-"
in dee-
len dei
Aarde.
o
<
^> O O *- 0» 1
S-M.B
gffï
CS 00 CD CS CO
CD jt* QO p p te p 00 ^-<
5.B5
<
i o en O "oo ^i "te ^i V
f»S P
M*
-* cjccioi-
ïffs-
^. 1-» H-\' QO
te te co te j
OS W H CO et 4* CO
{S-g.
CöQOCOCDCOCDi—\'CO |
? ?
1
1
-•CJiïOt\'^lwOOO
I-1
O 3-
t—> O 4*-
5 g-e-
CO ÜO CC O CS
—i cc j» jy< p p »-J p p
S"" o
^ \'co"cc "co "cc \'*-• o "«D o I
? -
B 50-01
B
co
5\'
-*4T<
en
B ffB
M
CD te CO
h- te IC 4- CO
lil e
B
O CO CS O O
O 4- CO OO \'30 tC tC
PI-S\'
o
0*10«!0 4»Cs**h
a g
^
Oi-C500M(iieiÜl
1
c-
(
DOOOOtisOO-1
=
M
co
r
00 i—\' •—\' CO
r\'4 hi 3\'
-i £» en oo
•—< 1—\' CO •—\' O\' i—\'
ó o
CS 4- \'-\' CO CO CO O
"3 ° &1
O te Ci* CC O 4- 4- O
1
*— cDCSCSOOOO
•— Cï O ►— te © O O O
P p O p P O J-> O H-»
\'ie \'te V-i "*—\' "te "ïbb*^
o« cc -> •—• co co o o» o
nichti
icid.
4* CO CO te tC -1 © CS CO
J-1 j—■ p p i-\' .*- ?" 5» r^
Verhoud
.tot de
4» •—• "cC CS CO \'•—• CS 4* "cO
diehtli.A
. water
4- et oo 4- te cc oo co -1
oo .w „—\' p te p h- p p
Een po
ad op
"4- 5? "^ï cc te 4- "o co ei
aarde wc
egt op.
(
sa>ui.»hi^»icS
Valhoo
gte in
os 4- os © te cc cc et cs 2 ,
de een
e sec.
4* CM —» CC CO -1 — t i—\' OS **
Devermii
* 31 — 11 |S IS 4-
e» — ii ^ _-. —
1» O» US H —
r. door
s
t.bedr.
OOOOOi-\'i-JCft 1
Warm
te en
CSOOO4-OC00S
t.
ÖOMOJWOH^j
Hel
•—\' CO >— -<l
^
<^,
i—\' CO Cï* 4»
rl
rri
Htcooci-I--! ï
te 4^ te co oo 4- cs co
H M O (D CS » M Jö
1
4* co e» "te "es "co "oo e-*
te -^t cd os o< co o e»
\'1
© © te cs et © —i —i
CO-^ICOHMtD4-4-CO 1
9
>,~,,&^)*iX\'z£
h3
[creuri
enus..
arde..
[ars..
ipi ter.
ra mis.
1
f . . . (fi
>>3
w
Ï2t
co —
CCCWmmoO
o —\' ei te "e< ~^> ^i "co
i1 3S
co x co o te o to go
"3 o- 5 £*
co te -c te co o co-t
r§ »t
OOCSOO-.JCSOCOO
g ■• * s
CSCOO»CD€DCCCOCD
? 5"
co te qo i— o te oo
4* o te oo
.° „° „° P P p o o
M
o "o "o o b b b k<
ö
O4-ei*-cC^-0O
ïs S
co cs c< oo co os os e*
S-* 3
•— e» cc te te —i oo cs
ïT
--J —} CD CO CS —I 4^ O
4- -*-i Ct CO t~> O CO 4*
OVïCSOOh-\'COCOOO
7\'
1—\' C! M M
rr
c» cs cc t— co o te -3 o
OQOOi—\'COOOCM
ET B
!—i i— cm i-- to te
OS O CS ié*-sj w*t<J "*
M
CO((*HWCTtCMM
• 3;-
— i i ï - CO Ci — — CO "i
i—i O "o •—\' *■? en e^ "cc
r=
i—i —j
CO -3 >—\' CD 4* -*1 **• a
ocoteooQO o*os
pi"!
M»ü«ta h- co -
Is?
-^ 4-. »—\' 4k CO CO CO
4* •—\' rf* te o» e»
?II
e< 4- 4* O co te ao •
co 4> O e* i—\' co oo
MOtOHM CO»5 *
^S3
4t 4*. te i—i o» te
-^lOseDOOQo coO~~
«li
io. .o — CO
r»i
O CD OD p _te jtfc ^J 5
co "co V- "co "co "00 ^j
co 1— 1—• te co
cotei—\'cscoo4-te «
sr* *>
4V004^0COOUi-^l
Wp =:
co te e-» 4* 4^ co >—\' -
lil
csese-\'Ooscocn
tr s
te4i.4*.teco4»-*—\'te
rg-^
C^OO-M^O *
-i 3
cs et cs co co ei -^1 4^
Cs co ►-■
O O O 4*
Sfi
h- cs — f co cs co te uh
•—\' OD Ü< M CO CS tö 00 y
5.
^i os cd te cs et 4*- 7-1 ^
i
co bc "te "et "co "te -1 "cc 2
8
os te *- cc ~i et 0 os -
O cc 4* cc cs c= co
S-
00 00 cc -j co -3 te
CO OS CO CS
0
CM CO t—\'
CD O O 4^
H
K
-^ï et —1 co cs co te __
cooc4*coooosteoow
pi
1
0
cs -<t cs © os et 4- 7-1^
0
te "te "co et co "te cs "cd «
S\'
OS04-COte4-OCSB
2.
■e
co 00 co cd te et 00
.3"
H
4> —> cs -1 te 4- 4*
te 0 4- co
p
«—.
s
C/3
wMnHtöMHOi
•^
te — P-
O
1—■ co b> »— — e
te 4* te co oo ƒ_■\'-■
S\'
te •—»te h-i te £
?"
et 4> co et co os >— i-t
cs 4^ te •—\'
1
&
te te 0 ■—• co te ^
cs «> 00 te 4- •—\' et co
§
CCOOCOQ04-OOCS
f
co co co 0 o< co cs et
^
rsj
i >
OS CO l-< H-«
9?
O
H-JCOOWtCM
■=•
etoocsteooo "CS
2.
=
4^ te te 4- et «0 00 co
5
CS—J4Ï.»—\'-JCOOSOS
f
_____ Cj
i-
««
cs 4^ te •"-•
3
:
a
4- co te co cm co co
c
14
00 cs co 4» e» cs •—
i
t ft-
cn co *^
r
ê
CB
co et os oo (—1
B-
r
4. -^I CJt 1—1 QO Üt M
Ë
=
*-•—\' tetetete<-
5 2 OcD4>COC04»>r
^f
>T ?/" te e» co e-t te -
s- *.
^.^.{©ÜI^CSHWa
cp 3
«\'S f5
s
d s ^^» tete«,
p^s^-q-qco4>teQor
f
0 0 t;^
Snelheid van
S C OM
crcrCSO te 4-4- —
S S te e* 4- cs cs *t
eel.pimtopde.l
yrijp p ^et ^ p
aeqoator i» 1
p B H^JOiH©"®
c- 0- 4» »-i e« —3 te os
--- -il
Af
ting.
-ocr page 112-
s.->
1.
Mercuuius. g
§ 1. Mercurius met liet bloote oog gezien. — Zijne periodieke omwenteling en
schijnbare beweging ten oosten en westen van de Zon. — Apollo. Mercurius
bjj de ouden. —■ Uitlegging dier schijnbare beweging: Conjunctie. — Stilstand
en achteruitgang van Mercurius. — tëynodische omwenteling. — Siderische
omwenteling. — Duur, vorm en afmetingen der loopbaan. — Afstand van
de Zon. — Snelheid. — Afstand van de Aarde.
Wanneer de hemel helder is en de dampkring aan den horizon
zuiver, ziet men soms na zonsondergang eene heldere ster in tien
gloed van het avondrood fonkelen. Haar schijnbare afstand van den
horizon, die eerst zeer gering was, vermeerdert eiken avond, doch
zóó dat die nooit grooter wordt dan 30 graden.
Die ster is de planeet Mercurius.
Wanneer men haar op de daarvoor gunstige avonden, ecnige dagen
na elkander gadeslaat, bemerkt men dat zij allengs meer tot de Zon
nadert, zoodat zij ten laatste in den verhlindenden glans der Zon on-
zichthaar wordt, en tegelijk met haar ondergaat. Benige dagen daarna
ziet men vóór zonsopgang dezelfde ster zich uit den glans ontwikke-
len, dagelijks vroeger opkomende en hooger boven den horizon stij-
gende, echter niet hooger dan zij zich in bet westen hoven den
horizon verhief. Langzamerhand schijnt zij op hare schreden terug te
kceren en de Zon te naderen, totdat zij zich op nieuw in den zonne-
glans verliest.
Mercurius volhrengt dus eene volkoinenc slingering om de Zon,
wier duur, zooals wij aanstonds zulleu zien, voor ons een verschil
oplevert tusschen honderd zes en honderd dertig dagen.
De ouden, die het ware wereldstelsel niet kenden, werden door
die dubbele verschijning van Mercurius, dan eens vóór zonsopgang
en dan eens na zonsondergang, bedrogen; en zij meenden dat er
twee onderscheidene sterren bestonden, welke zij noemden Apollo,
God van den dag en het licht, en M e r c n r i u s, God der dieven.
Ook de Indianen en de Egyptenaren gaven hem twee namen: Set
en Horus bij de eersten, en Boudha of llauhineya bij de an-
deren. üe meer nauwkeurige opmerkers bemerkten echter, dat er
6*
-ocr page 113-
*,;
steeds maar ééne der beide sterren zichtbaar was, en dat de duur
van het zichtbaar zijn van de eene, ongeveer gelijk stond niet het
niet zichtbaar zijn der andere, zoodat het besluit dat het dus eene
en dezelfde ster moest wezen, voor de hand lag.
üe schijnbare beweging van Mercurius aan den hemel, die in eene
dubbele slingering bestaat, dan ten oosten en dan weder ten westen
der Zon, wordt zeer gemakkelijk verklaard, door zijne eigene bewe-
ging om de Zon in verband met de verplaatsing der Aarde. Dezelfde
schijnbewegingen zullen wij behoudens het verschil in groote, snelheid,
en/.., ook bij de planeet Venus waarnemen, wier loopbaan evenals
die van Mercurius tusschen de Zon en de Aarde valt.
Wanneer Mercurius zich in M bevindt, tegenover de Zon met be-
trekking tot de Aarde A, zie Plaat XIV, wat men noemt bovenste
conjunctie,\' dan is hij onzichtbaar, omdat hij of door de Zon ver-
borgen, of in hare stralen gedompeld is: van dit punt uit beweegt
hij zich op zijne loopbaan in de richting van het pijltje en trekt naar
den oostkant der Zon. Wanneer hij nu buiten de straling der Zon is
geraakt, wordt hij zichtbaar en schijnt zich al verder en verder van
de Zon te verwijderen, terwijl ook de Aarde op hare baan voortgaat.
Zijne schijnbare snelheid vermindert echter, totdat er een tijd komt,
waarop het schijnt dat hij stil staat; men zegt dan, dat hij stati-
o n a i r is.
Wanneer hij nu zijn schijnbaar grootsten afstand ten oosten van
de Zon bereikt heeft, dat is in zijn grootste clongatie is, dan
schijnt hij langzamerhand weer de Zon te naderen en beschrijft zijne
loopbaan dichter bij de Aarde met eene klimmende snelheid.
Wanneer nu de planeet het punt M\' op hare baan heeft bereikt,
verdwijnt zij ten tweede maal in de stralen der Zon en is dan met
betrekking tot de Aarde, die tot in A\' is voortgegaan in hare on-
derste conjunctie. Haar loop nu in dezelfde richting voortzettende,
komt zij ten westen der Zon, volgt nu dezelfde slingering als ten
oosten, terwijl zij ook een punt bereikt, waarop zij voor onze Aarde
\') De beide binnenplaneten Mercurius en Venus kunnen met de Zon in bovenste en
onderste conjunctie staan, dat is in éene gezichtsiyn met de Zon. De buitenplaneten
kunnen ook in oppositie met de Zon staan, dat is, wanneer de Aarde zich tusschen
de Zon en eene der planeten bevindt, wat met de binnenplaneten nooit het geval kan
ziiii- De Maan alleen kan dus in onderste conjunctie met de Zon en ook in oppositie
met haar staan. In liet eerste geval is het nieuwe, in het tweede volle Maan.
-ocr page 114-
l)K STKRKE.NWKKELD.
PF.AAT XIV
Stitnir. vFWWTrat
Verklaring der conjunctie en schijngestalten van Men
-ocr page 115-
87
stationair is. Eindelijk bereikt zij het punt M" is dus niet de Aarde,
die zich in A" bevindt, weder in de bovenste conjunctie en opnieuw
onzichtbaar. Was de Aarde onbeweeglijk gebleven in A, dan zou de
bovenste conjunctie ook weder in M hebben plaats gehad, en tevens
zou de schijnbare duur van den omloop van Mercurius juist gelijk
staan niet den waren omloop der planeet om de Zon; maar omdat
de Aarde ook op hare baan voortgaat, zoo heeft de bovenste conjune-
tic plaats, wanneer de Aarde iu A" is gekomen. Om dus zijnen loop om
de Zon voor onze Aarde te volbrengen, moet Mercurius opnieuw van
M tot M" voortgaan: dit noemt men Synodischen omloop, die dus
veel langer is dan de Siderische. \'
Omdat de loopbaan van Mercurius, zie Plaat X, zulk eene groote
uitmiddelpuutigheid bezit, levert die synodische omwenteling een ver-
schil op, dat afwisselt tusschen honderd en zes en honderd dertig
dagen, want de plaats waar de planeet op hare baan zich bevindt,
heelt daarop grooten invloed; evenzoo levert de grootste schijnbare
elongatie een verschil op tusschen 1(> en 2!» graden, dat is, de
schijnbare elongatie kan voor ons zijn 16u maar ook 2!)°; zoo was
bijv. den 23 April van dit jaar Mercurius voor ons in zijn grootsten
afstand van de Zon ten oosten, en wel 20° 10\'. Den 21 Augustus
dus 120 dagen daarna is hij weder ten oosten in zijne grootste elon-
gatie die dan 27° IS\' is. Den 15 December komt hij op nieuw in
dien stand ten oosten, dus dan na 116 dagen, en dan bedraagt zijn
schijnbare afstand van de Zon 20° 18\'.
Mercurius volbrengt zijn waren of siderischen loop om de Zon in
bijna 88 dagen, (of juister in 87 dagen, 23 uren, 15 min., 4(5 sec).
Zijn jaar is dus iets korter dan een vierdedeel van ons jaar. Zijn
loopbaan is betrekkelijk de langwerpigste der planctenbanen, zoodat
1 Men onderscheidt by de planeten drie soorten van omloopstyden: den sideri-
schen, tropischen en synodischen omloop. Siderischen omloop van eene
planeet noemt men den waren omloop, wanneer men de baan onveranderlijk vooron-
derstelt, wat echter niet juist is, omdat er tijdc-ns dien omloop zekere storingen
plaats hebben. De duur van dien omloop is, wanneer de planeet, uit de Zon gezien,
weder hetzelfde punt aan den hemel heeft bereikt, en bedraagt dus juist 3fi0 graden-
men noemt d\'en ook helioeen trischen omloop. De tropische is de omloop met be-
trekking tot de naehtseveningspunten. En de synodische wanneer de planeet voor
onze Aarde hetzelfde punt aan den hemel heeft bereikt. Dezen omloop noemt men ook
wel geocentrisch.
-ocr page 116-
88
de afstand van de planeet tot de Zon een groot verschil oplevert.
Wanneer wij den middelbaren afstand der Aarde tot de Zon voor
eenheid nemen, dan verkrijgen wij de volgende uitkomsten:
In zijn aphelium..........0,46009.
Middelbaren afstand.......0,38700.
In zijn perihelium.........0,30750.
Er bestaat dus een groot verschil, daar de grootste afstand den
kleinste bijna voor de helft overtreft. \'
Wanneer wij de bovengenoemde afstanden in mijlen of kilometers
uitdrukken , dan verkrijgen wij dat Mercuriusin zijn aphelium 71,477,550
kilometers van de Zon verwijderd is, hij nadert in zijn perihelium tot
op 47,10H,520 kilometers en zijn middelbare afstand tot het brandpunt
zijner beweging is 50,220,110 kilometers. Tusschen den versten en
dichtste n afstand bestaat dus een verschil van meer dan 24 millioen
kilometers.
De loopbaan van de Planeet is 370,000,000 kilom. lang, en daar zij
die baan aflegt in bijna 88 dagen, is hare middelbare snelheid
4,230,000 kilom. daags of bijna 50 kilom. in de seconde.
Zij bezit de suelste beweging van alle planeten, bijna eens zoo snel
als de beweging van onze Aarde. Wij hebben reeds gezien, dat hoe
verder eene planeet van de Zon verwijderd is, des te trager haar loop
is, het snelst in het perihelium en het traagst in liet aphelium. Het
verschil dier snelheid voor Mercurius bedraagt in ééne seconde (50
kilom. in zijn perihelium en 40 kilom. in zijn aphelium.
Wanneer wij Fig. 10 bezien, waar de loopbanen van Mercurius
en van de Aarde in hunne ware verhoudingen zijn afgebeeld, ziet
men aanstonds dat de onderlinge afstand van de Aarde en Mercurius
zeer verschillen kan. Die afstand is het kleinst, wanneer de planeet
zich in hare onderste conjunctie bevindt; dan is zij in haar peri-
geuni, en het grootst in hare bovenste conjunctie; dan is zij in haar
apogeum.: Wegens den elliptischen vorm van zijne loopbaan en
van die der Aarde en wegens de helling van beide die planetenbanen,
die ongeveer 7 graden bedraagt, is de afstand in die standen soms
1 T)e excentriciteit van de loophaan is ccljjk aan 0,20560.
: Perigeum is van peri gij b(j du aarde, en apogeum apo gij, van de aarde.
-ocr page 117-
89
zeer verschillend. De kleinste afstand, waarop die beide planeten zich
kunnen naderen, is 81 iuillioen kilonieters en de grootste bedraagt
229 millioen, dus bijna driemaal zoo ver als de kleinste afstand.1
§ 2. Mercurius met den telescoop bezien. — Schijngestalten. — Overgang over
de Zon. — Schijnbare middelljjn. — Ware afmetingen vergeleken met de Aarde:
Oppervlakte, inhoud, afplatting.
Zeldzaam ziet men in onze streken Mercurius met het bloote oog.
De dagelijksche wenteling van den sterrenhemel is te schuin en zelfs
in zijne grootste elongatie staat hij te laag boven den horizon om niet
door de avond- en morgendampen verborgen te worden. ;
Wanneer men een sterk vergrootenden kijker gebruikt, bevindt
men dat de vorm der planeet zeer verschilt naar gelang van haren
stand, gelijk mede het geval is met hare grootte.
Eerst wat den vorm betreft:
Mercurius toont ons in iedere van hare slingeringen dezelfde schijn-
gestalten als de Maan. Eerst ziet men eenc lichtende schijf, bijna cir-
kelvormig even als de Maan een paar dagen vóór hare volheid, lang-
zamerhand neemt aan den oostkant de schijf af, totdat zij op het tijdstip
van haren schijnbaar grootsten afstand van de Zon, een halve lichtende
cirkel is: daarna wordt de lichtende kant steeds kleiner, totdat er
sJechts eene enkele dunne sikkel overblijft. 3
1 In 1871 is Mercurius het dichtst by de Aarde op den 17 Januari, den 15 Mei en den
17 September, en dus in zjjne onderste conjunctie met de Zon. Züii grootste afstand
en dus zjjne bovenste conjunctie heeft plaats den 27 Maart, 10 Juli en 1 November. In
1872 valt die onderste conjunctie voor den 1 Januari, den 24 April, den 30 Augus-
tus en 15 December; terwijl de bovenste conjunctie plaats heeft den 10 Maart, 24
Juni en 12 October. In 1873 gebeurt die onderste conjunctie den 5 April, den 12
Augustus en den 30 November, terwijl den 21 Februari, den 8 Juni en den 24 Sep-
tember de bovenste conjunctie plaats vindt.
; In de zuidelijke streken wordt hjj meermalen gezien; daarom hadden de Grieken
en Chaldeën vele waarnemingen op Mercurius gedaan. C\'opernicus beklaagde zich dat
hjj gedurende zjjn leven de planeet nimmer had gezien. Delambre zegt haar slechts
éénmaal met het bloote oog gezien te hebben. In 1871 is Mercurius zichtbaar als
morgenster op het einde van Januari en in het begin van Februari, en staat in het
sterrenbeeld de Schutter nog zichtbaar op het einde van September en het begin van
October. Als avondster is hjj zichtbaar in de laatste heltt van April en op het einde
van Juli, wanneer hij dicht by Kegulus staat, en ook in Augustus.
:\' .Wanneer Mercurius zich in het naar de Aarde gerichte gedeelte zijner loopbaan
-ocr page 118-
90
De schijngestalten van Mercurius leveren het bewijs, dat de planeet
bolvormig en uit haar aard niet lichtgevend is; want zij kaatst het
Zonnelicht op ons terug en wordt daardoor zichtbaar. Het verlichte
halfrond is immer naar bet middelpunt liarer beweging, naar de zon
gericht, en daardoor is liet duidelijk dat, als wij haar van de Aarde
beschouwen, zij in haren omloop ons meerdere of mindere gedeelten
van haar verlicht halfrond moet toekeeren, wat de oorzaak is van
bare schijngestalten. Het verschil van hare schijnbare middellijn komt
voort uit het verschil van afstand tot de Aarde. Plaat XIV zal gemak-
kelijk die verschillende waarheden doen begrijpen.
Plaat XV, Fig. 1 toont de juiste schijnbare afmetingen der Mercu-
rius-schijf, wanneer zij zich het verst en het dichtst bij de Aarde be-
vindt, en tevens hare afmeting op middelbaren afstand, die gelijk staat
met den middelbaren afstand der Zon.
Om de ware afmetingen van Mercurius te vinden, moet, omdat de
afstand bekend is, zijne schijnbare middellijn gemeten worden. Die
meting levert echter vele mocielijkbeden op, uit gebrek aan zuiver-
heid der schijngestalten en om de helderheid van het licht\' en de
uitstraling 2 die er het gevolg van is; daarom neemt men bij voor-
keur de gelegenheid waar, wanneer Mercurius over de Zonneschijf gaat.
bevindt, zjjn de schijngestalten het duidelijkst. Nooit ziet men hem geheel vol,
omdat hy in dien stand zich achter de Zon of in hare stralen bevindt; alleen wanneer
hy in zijne onderste conjunctie over de Zon gaat, vertoont hu zich als eene ronde
schijt\'.
1 In 1832 vertoonden Saturnus en Mercurius zich voor ons zeer dicht bjj elkander.
Volgens Beer en Madler, die hen waarnamen, had Saturnus met Mercurius vergele-
ken een bleek en mat licht. Mercurius bleef na Zonsopgang duidelijk zichtbaar, terwijl
Saturnus al onzichtbaar was. Mercurius was toen voor de helft verlicht. Datzelfde
verschijnsel, de nabijheid van Mercurius en Saturnus, zal plaats hebben in 1871, den
12 Dec., des morgens ten 4 ure 2 min. met een afstand van 2° 36\' en den 29
Jan. ten 11 ure 14 min. met een afstand van slechts 6\'. In 1873, den 30 Jan. ten 6
ure 18 min. met een afstand van 1» 21\'.
Den 13 Jan. 1871 is Mercurius des middags om 4 ure 24 min. dicht bjj Venus,
3° 28\'; den 18 Mei ten 10 ure 40 min. is hy 1» 38\' van de Maan verwyderd. Den 4
Juni 1872 wordt Mercurius door de Maan bedekt des morgens ten 7 ure 38 min. 39
sec. Datzelfde verschynsel zal nog eens plaats hebben den 2 Dec. van hetzelfde jaar
des morgens ten 8 ure.
s Wanneer men een schitterend voorwerp op een donkeren grond, op zekeren af-
stand beschouwt, dan schynt het licht de scheidingslijn te overschrijden.
Aan dit optisch verschijnsel geeft men den naam irradiatie uitstralingsvermogen:
naarmate het licht scherper is, is de irradiatie grootcr.
-ocr page 119-
DE STERRENWERELD.
PLAAT XV
Fi<5 1 .Sclnjiib.iï\'1\' nfWtüió vmï Mftrcnriuj
op verschillenden afstand
Fió \'1. Afmetingen van de
Aarde en Mercurius.
Fio 3 Loopbaan van Mercurius _ hollmi der a.< equatoriale baud.
stand »|> liet tijdstip der eijuinoxen en solstitien.
iteenaT\' - : A M.ïrat
-ocr page 120-
91
Dit zoo belangrijk verschijnsel moest in iederen synodischen omloop
der planeet plaats hebben, wanneer het ondoopsvlak van Mercurius
gelijk was met het omloopsvlak der Aarde; maar omdat de beide vlak-
ken een hoek van 7 graden uitmaken (zie pi. XIII, fig. 2) gaat Mcr-
curius voor onze Aarde, dan eens bonen, dan eens onder de zonneschijf
rond. Soms echter gebeurt het, dat de planeet dicht bij een van hare
knoopen is, (door knoopen verstaat men, zooals wij vroeger zagen,
de punten waar de loopbaan der planeet den ecliptica of de loophaan
der Aarde snijdt,) en dan ziet men de ronde zwarte schijf van Mercu-
rius in weinige uren over de Zon gaan, die dan gedeeltelijk verduis-
terd is.\'
De zuiverheid van haren cirkelvorm, hare regelmatige beweging en
de duur van haren overgang, zijn zoo vele omstandigheden om de Zon-
nevlekken met den overgang der planeet niet te verwarren: overigens
is de schijf veel zwarter dan de kern eener Zonnevlek, die, daarbij
vergeleken, veel helderder, en eerder bruin dan zwart schijnt. Dat-
zelfde getuigen I5cer en Miidler, bij den overgang in 1832 waargenomen.
Het oogenblik van dien overgang namen de sterrenkundigen waar
om de schijnbare middellijn te meten. Bessel bediende zich van een
nauwkeurig werktuig, en verkreeg voor de schijnbare middellijn van
Mercurius 5 op middelbaren afstand van de Aarde o\'",7. In haren groot-
sten afstand bedraagt deze 4",o en in haren kleinsten afstand 12",9.
Wanneer wij de middellijn der Aarde uit denzelfdeu afstand konden
beschouwen, zou die bedragen 17",8; daaruit kan men reeds de onder-
linge verhouding kennen, zooals Plaat XV, Fig. 2 aangeeft.
\' Gasscndi nam den 7 November 1031 het eerst zulk een overgang waar, rn wel
op de berekening van Kepler, die het jaar vóór zijn dood zulk een overgang voor-
speld had. Halley en Delambre vervolgden de berekeningen van Kepler, en Halley
bepaalde de tijdperken van die overgangen van 6 tot 7 jaar, van 1:5, van 46 en van
263 jaar. Die overgangen vallen immer in Mei of November, omdat de planeet dan
den eeliptiea doorsnijdt. In deze eeuw hebben er reeds 9 overgangen plaats gehad.
Twee in Mei van 1832 en 1845 en zeven in November van 1802, 1815, 1822, 1835,
1848, 1861 en 1868. Vier z|jn er nog in deze eeuw te wachten, zooals plaat XVI
toont; twee in Mei 1878 en 1891 en twee in November 1881 en 1894. De duur dier
overgangen is verschillend: hy kan acht uren duren.
1 De overgang van 5 Nov. 1868 gaf zeer verschillende uitkomsten, wat men toe-
schryft aan de ongunstige omstandigheden, waaronder de waarneming plaats had, na-
meiyk kort na Zonsopgang, den invloed der uitstraling en het verschil der gebruikt
wordende werktuigen. Voorloopig blijft men het door Bessel aangegeven getal behou-
den, als het meeste geloof verdienende.
-ocr page 121-
92
De ware middellijn van Mercnrins is in vergelijking met de middel-
lijn onzer Aarde 0,390; dus bijna een derde, dat is 4962 kilometers,
waaruit volgt, dat bij een omvang heeft van 15588 kilometers: zijne
oppervlakte is bijna zevenmaal kleiner dan die van onze Aarde (0,16)
en zijn inhoud 18 maal kleiner (0,06). Hoewel men geen verschil in
zijne verschillende middellijnen heeft kunnen waarnemen, zoo bewc-
ren toch ecnige waarnemers, zooals Otto Struve den 5 Nov. 1868,
dat zijn vorm niet juist rond, maar evenals de Aarde en vele andere
planeten eenigszins afgeplat is: juiste gegevens echter bezit men er
niet over.
§ 3. Physische aard van Mercurius. -- Warmte en licht. — De Zon uit Mereu-
rius gezien. — Omwenteling van Mercurius. — Zjjne dagen en nachten: jaar-
getyden, jaar en klimaat. — Heeft Mercurius ecu dampkring? — Banden langs
den evenaar. — Tandvorm der schijf. — Bergen. — Lichtend punt op de
schyi\'. — Massa en dichtheid — Zwaartekracht op zjjne oppervlakte.
Wij kennen thans de beweging van Mercurius om de Zon, den
duur dier omwenteling, zijn afstand van de Zon en de Aarde en
eindelijk zijne afmetingen. Thans blijft ons nog over na te gaan, wat
men van zijn physischen aard weet. Wat de wetenschap op dit punt
over de verschillende planeten aan het licht heeft gebracht, blijft voor
ons van het hoogste belang om de overeenkomst en het verschil,
dat wij daardoor opmerken met de Aarde welke wij bewonen. De
wijze waarop licht en warmte op de verschillende planeten verdeeld
wordt, de opvolging hunner dagen, nachten en jaargetijden, het be-
staan of niet bestaan van een dampkring, zooals de onze is, ein-
delijk alles wat de machtigste telescopen ons op hunne lichamen
doen zien, zijn zoo vele aanwijzingen om gissingen te maken over
de natuur der bcwerktuigdc wezens, wanneer die op die hemelbollen
zouden leven.
Mercurius ontvangt op zijn middelbaren afstand van de Zon, bijna
zevenmaal meer lichtkracht (6,67) dan onze Aarde, en daarom is het
niet te verwonderen dat zijn licht zoo helder is, zoodat de ouden
aan Mercurius den bijnaam van schitterenden gaven. Omdat de wetten
der warmte-uitstraling dezelfde zijn als die van het licht, ontvangt
Mercurius bijna zevenmaal meer warmte van de Zon als onze Aarde;
of, om het juister uit te drukken: het Zonnelicht straalt zevenmaal
-ocr page 122-
DE STERRENWERELD
PLAAT XVI.
,2 *£.&-*.........
*"""::*""--*:*\':.«ttf
\'-■» »»
/\'\'
.Vo\' \'.........
9 -
«3^,^......;v-:-::;.....
-••■--f.*«\' **•*.*
f\' -\'«v^                , v;„. 1868 .....:--—•-........
...........             °:...».......\' , jc92
Overgangen van Mercurius in de/.e eeuw
Steendr. v PWM.Trap
-ocr page 123-
93
sterker warmte op de planeet uit, dan het uitstraalt op de grenzen
van onzen dampkring. Wat de gansche warmte-uitstraling betreft, door
de beide planeten in een zelfde tijdsverloop ontvangen, deze hangt
af van de oppervlakte der planeten, die aan het Zonnelicht bloot
staan, en dan leert eene eenvoudige berekening ons dat Mercurius
slechts ,ViT deelen der warmte ontvangt, welke op onze Aarde af-
straalt, omdat hij zooveel kleiner is dan onze Aarde.
Wanneer wij oordeelen volgens de lichtstralen der Zon, die ons oog,
dat hun verblindenden glans niet kan verdragen, treffen, en volgens
de warmte, waardoor ons gansche lichaam wordt aangedaan, dan
zouden wij ons op Mercurius onder beide opzichten in een onhoudba-
ren toestand bevinden. Want geen plant noch dier van onze Aarde
zou in zulk een smeltenden Zonnegloed als op Mercurius heerscht kun-
nen leven.
Dank aan zijne langwerpige loopbaan, nadert en verwijdert hij zich
aanmerkelijk van de Zon, zoodat zijn verschillende stand met de Zon
een verschil oplevert van ongeveer zes millioen mijlen. In zijn aphe-
lium is de kracht der warmte- en lichtgevende stralen vier en een
half maal sterker dan die, welke de Aarde ontvangt, maar in zijn
perihelium wordt die kracht nog tienmaal sterker.
Wat bij dat verschil van temperatuur op Mercurius nog valt op te
merken, is, dat het plaats heeft in een tijdsverloop van nog geen
vierde deel van ons jaar, namelijk binnen 88 van onze dagen. Wij
zullen aanstonds zien, dat ook de jaargetijden op Mercurius zonder-
lmge onregelmatigheden vertoonen.
Eene zaak kan dat alles echter merkelijk wijzigen, zoodat de voor-
waarden, waarop het planten- en dierlijk leven op Mercurius kan
bestaan, daardoor gevonden of geheel er aan ontnomen worden. Die
zaak, welke wij nu gaan bespreken, is het bestaan of niet bestaan
van een gas- of dampachtig omhulsel, met andere woorden is het ant-
woord op de vraag:
Heeft Mercurius een dampkring?
Hij vele overgangeu over de Zon scheen het alsof de zwarte scherp-
begrensde schijf der planeet omringd was door een nevelachtigen
ring. Eenige waarnemers meenden dat die nevelring schitterender was
dan de hem omgevende Zonneschijf; anderen integendeel meenden die
minder lichtend te wezen. In 1799 zagen Schröter en Harding dat
verschijnsel en in 1832 zegt Moll dat die nevelring eene duistere
-ocr page 124-
94
violetkleurige tint. had. Hnggins bevond integendeel bij den overgang
van 5 November 186S, dat die ring een glans bezat sterker dan de
Zonneschijf: \'t was alsof de planeet door eene soort van liehtkrans
wiis omgeven, iets sterker dan de glans der Zon. De breedte van dien
ring bedroeg ongeveer het derde deel van de schijnbare middellijn,
en eene trapsgewijze vermindering in dien nevelring van de planeet
tot aan het uiteinde werd niet waargenomen. Maar wanneer Mercu-
rius met een doorschijnende!) en straalbrckenden dampkring is om-
ringd, dan moet deze noodzakelijk de Zonnestralen verdeden en
daardoor verzwakken en niet vermeerderen: \'t is dus waarschijnlijk
dat de meerdere glans van dien lichtring in gezichtsbedrog zijn oor-
zaak heeft.
Eene andere soort van waarneming echter schijnt het bestaan van
een dampkring heter te bewijzen.
De nauwkeurige teekeningen welke Schröter van de sikkelgestal-
ten der planeet heeft verkregen, bewijzen dat de lijn, die licht en
duisternis van elkander scheidt, nooit zuiver begrensd is, wat men
aan niets anders kan toeschrijven dan aan het opnemen der Zonne-
stralen door de lagen van den dampkring.
Evenzeer heeft men waargenomen dat er soms donkere banden
doorgaans zonder vlekken op de schijf der planeet ontstaan: daaruit
heeft men volgens Beer en Madler het besluit getrokken, dat Mercu-
rius een dampkring en wel een goed merkbaren bezit.
Wanneer het dan zoo is, begrijpen wij de wijziging, welke een
cenigszins dikke dampkring op de planeet te weeg brengt, zoowel in
het licht als in de warmte: wij behoeven dan slechts onze heldere
dagen, waarop de Zon hare stralen op onze Aarde schiet, te vergelij-
ken niet de dagen, waarop eene dikke betrokken lucht de Zon voor
ons oog bedekt. De dichtheid van zulk een danipoinhulsel, de meerdere
of mindere waterdampen, welke dit bevat, en de meer of mindere ver-
dikking dier dampen kunnen de uitstraling der Zonnewarmte geheel
en al wijzigen. Denken wij maar aan het verschil van temperatuur in
de valleien of op de bergen,\' daar gaat men over van den zomer in
\' De lucht op het gebergte kan buitengewoon koud zijn, hoewel de Zon er toch
hare gloeiende stralen door heen schiet. De Zonnestralen, die niet in staat schijnen
de lucht te verwarmen , zün echter stekend en pijnlijk op ons lichaam.
Toen ik iiijj den 24 Juni 1861 op den grooten gletscher van den Mont Blauc be-
vond, straalde de Zon met eene ondragelijke kracht en verschroeide gelaat en handen;
-ocr page 125-
95
den winter, van de gloeiende Julihitte tot den kouden November-
tijd. En toch straalt de Zon zoowel op het gebergte als in de val-
leiën.
De chemische bestanddeelcn van Mercurius\' dampkring eindelijk,
die misschien zeer verschillen van stik- en zuurstof, kunnen ook zeer
veel invloed hebben op het klimaat der planeet. Omdat hij echter al-
tijd in de stralen der Zon gehuld is, heeft men hem niet den spectros-
coop slechts kunnen waarnemen laag aan den horizon, in een zeer
ongunstigen stand, en daarom heeft de spectraal-analyse ons niets ge-
leerd over zijn dampkring. Wij moeten ons dus bepalen de astrononii-
sche verschijnselen na te gaan, wier invloed ontegenzeggelijk is.
In de eerste plaats de lengte van den dag: Mercurius wentelt om
zijne as in 24 uren, b min. en 28 sec. Die beweging, die in de rich-
ting van het westen naar het oosten geschiedt, heeft men op de vol-
gende wijze nagegaan en gemeten.
Toen Schröter de sikkelvormige gestalten der planeet nauwkeurig
gadesloeg, bemerkte hij het bestaan van den tand vorm, zooals wij die
bij de Maan waarnemen; herhaaldelijk bespeurde hij cene afknotting
aan den noordelijken hoorn van de sikkel. Die verschijnselen grepen
echter niet altijd plaats, maar zij verdwenen om op bepaalde tijden
zich weder te vertoonen, en daaruit nu heeft men de omwenteling van
Mercurius kunnen berekenen.
Wat de richting der as betreft, om welke hij zijne wenteling vol-
brengt, daarover is men niet geheel zeker. De onmiddellijke nabijheid
der Zou en het heldere licht der planeet zelve maken het moeielijk iets
waar te nemen van hetgeen op hare oppervlakte gebeurt. Schröter
heeft echter het bestaan waargenomen van donkere banden langs den
evenaar, die waarschijnlijk veroorzaakt worden door wolken, welke
door stroomen, zooals bij ons de passaatwinden, langs den evenaar
verzameld worden. Daaruit maakt men het besluit, dat de helling der
as op het omwentelingsvlak niet meer dan 20° bedraagt, of wat bet-
zelfde is, dat de omwentelingsas niet het vlak van de loopbaan een
hoek maakt van nog geen 20 graden.
maar in de schaduw hoving nüj de ijzige berglucht. Tyndal legt dat verschijnsel uit,
niet als voortkomende uit de fijnheid der lucht, maar schrijft het toe aan het /.wakke
absorheerend vermogen van den dampkring, die de warmtestralen laat doorgaan, maar
de duistere stralen der Aarde tegenhoudt.
-ocr page 126-
96
Wanneer die bepaling door latere waarnemingen nadere bevestiging
ontvangt, dan komt men tot de volgende bijzonderheden. Wanneer een
sterrendag op Mercurins 24 ureu, 5 min. en 28 sec. duurt, (een ver-
schil met onze Aarde van slechts 0 min. 28 sec.) dan volgt daaruit,
dat de planeet in een jaar 87 en "l3 omwentelingen maakt; maar zoo-
als wij in het hoofdstuk over de Aarde handelende zien zullen, is het
getal sterrendagen van eene planeet altijd één minder dan het getal
Zonnedagen in één jaar \' en daarom bevat het jaar op Mercurius
862/3 of 8G.GG Zonnedagen. Eene eenvoudige berekening leert ons dan
dat een Zonnedag op de planeet 24 uren en 21 min. duurt. Gedurende
het gansche jaar is dus op den evenaar van Mercurius en tijdens de
evennachten op alle andere breedten, 5 dag en nacht slechts 10 min.
langer dan op onze Aarde op hetzelfde tijdstip. Maar op andere tijd-
stippen van het korte Mercuriusjaar is het verschil in lengte der da-
gen , het verschil van jaargetijden en klimaat veel grooter dan op onzen
aardbol, om de groote helling van den evenaar op de loopbaan. In
het zomersolstitiuin gaat de Zon des middags door het Zenith voor
die streken, die slechts 20\' van den Noordpool zijn verwijderd en de
lange poolnachten strekken zich uit tot eene breedte van 20" van den
Zuidpool. In het tweede solstitium vindt juist het tegenovergestelde
plaats. Op Mercurius genieten dus zeer uitgebreide streken van de
polen of het gestadige Zonnelicht, óf zijn gedurende hunnen winter in
de dikste duisternissen gehuld.
Eeue gematigde luchtstreek bestaat er op Mercurius niet, want de
koude en heete luchtstreek loopen in elkander, of liever, nemen bij
iederen ondoop elkanders plaatsen in.
Alleen de streken van den evenaar hebben het voorrecht geheel het
jaar in het bezit te zijn van dag en nacht, en in iederen Zonnedag de hitte
van den dag door de koelte van den nacht te zien opvolgen: \'t is echter
1 Een sterrendag is de omwenteling totdat dezelfde ster weer in den meridiaan
staat, en een zonnedag is de terugkeer der Zon tot den meridiaan.
- Mercurius is in een van zijne evennachten, (equinoxen), wanneer het vlak van
zijn evenaar door de Zon gaat; dan z(jn beide polen verlicht en op alle breedten is
dag en nacht even lang. lSy den Zonncstilstand, (solstitium), keert de planeet één
harer polen naar de Zon, terwijl de andere in de schaduw is: dan zijn er lange dagen en
korte nachten op het ééne halfrond en korte dagen en lange nachten op het andere:
datzelfde zullen wü by elke planeet waarnemen en eene nauwkeurige uiteenzetting
van dat verschijnsel in het hoofdstuk over de Aarde vinden.
-ocr page 127-
97
waar dat als de Zon bij de solstitien tot in het zenifh klimt, zij even-
zoo op andere tijdperken laag langs den horizon schuift.
Vroeger merkten wij reeds op, dat de loopbaan van Mercurius zeer
langwerpig is, of met andere woorden, dat de nitmiddelpuntigheid dier
loopbaan zeer groot is; daaruit volgt dat de jaargetijden een zeer on-
gelijken duur hebben; want de lente en de zomer van het ééne half-
rond zijn de herfst en de winter van het andere, en daarom moet er
even zulk eene ongelijkheid in het klimaat op de beide halfronden
plaats grijpen. \'
Alleen een dikke dampkring of een die geëigend is in hooge mate
de hitte der Zon te absorbeeren is in staat die plotselinge overgangen
van hitte en koude op Mercurius te matigen.
De tandvorm der schijf door Schröter, vooral aan een der horens
van de sikkel waargenomen, duiden aan dat er verhevenheden op de
oppervlakte van Mercurius bestaan, bergen, die het licht der Zon on-
derscheppen, en valleien, daardoor in het duister gehuld. Mercurius
heeft dus bergen. Het meten van het afgeknotte gedeelte des sikkels
heeft zelfs de hoogte van een dier bergen doen schatten, die, wanneer
de maat niet overdreven is, het V»» gedeelte van de middellijn zou
beslaan, dat is 19,600 nieters.
De hoogste berg, welken wij kennen, de Gaurisankar in het Iliina-
laija-gebergte, verheft zich slechts 900 meters, en die reus der aard-
sche bergen beslaat slechts het Vuoo gedeelte van de middellijn dei-
Aarde.
Toen Schröter den 7 Mei 1799 den overgang van Mercurius op de
zon waarnam, meende hij op de zwarte schijf der planeet een lich-
tend punt te merken. Den ó Nov. 1868 zag Huggins bij den overgang
ook een lichtend punt, niet verre van het middelpunt der schijf. Daar-
uit wil men besluiten, dat er zich op Mercurius nog werkende vulka-
nen bevinden, en eene meerdere overeenkomst zoeken tusschen deze
planeet en onze Aarde.
Andere sterrenkundigen willen er slechts een optisch bedrog in zien,
een gevolg van straalbreking; maar dan is het zeer moeielijk om de
1 Om dit verschil te bestudeeren moet men in liet oog houden en den stand der equi-
noxen en solstitien op de loopbaan en het verschil van afstand tot de Zon. Later
onze Aarde beschouwende, zullen wjj zien welk een grooten invloed die elementen
uitoefenen.
-ocr page 128-
98
exentrische plaatsing van dat lichtpunt uit te leggen, zoowel bij de
waarneming van Schröter als bij die van Huggins.
Nog een enkel woord over de massa en de dichtheid van Mercu-
rius, twee elementen, waarover men, eene eeuw geleden, niets dan
bloote gissingen kon maken.
Omdat de planeet geene wachters heeft, kan men hare massa alleen
berekenen uit de storingen, welke zij veroorzaakt aan de kometen,
die in hare nabijheid komen, of aan de dichtst nabij zijnde planeet Yenus.
Volgens Littrow is de massa van Mercurius ongeveer tuthh ge-
deelte der Zon, ongeveer 14 maal kleiner dan die van onze Aarde.
Wanneer men de middelbare dichtheid der Aarde voor eenheid neemt,
dan krijgt men voor de dichtheid van Mercurius 1,403, eene dicht-
heid bijna achtmaal (7,97) die van water. Antinionium onder de me-
talen en een groot aantal samengestelde mineralen bezitten dergelijke
dichtheid. Maar daaruit volgt niet dat de gansche bodem van Mercu-
rius zulk eene dichtheid bezit. De analogie doet ons gelooven, dat de
middelste deelen van dien bol dichter zijn dan de buitenste lagen,
zooals op onze Aarde ook plaats vindt.
Nog een physisch element is er, dat, in de vooronderstelling dat er op
Mercurius levende wezens zich bevinden, van onbetvvistbaren invloed
is en wel de zwaartekracht op zijne oppervlakte. Naarmate die kracht
grootcr of kleiner is, zijn de spierbewegingen bijvoorbeeld meer ot
minder gemakkelijk, en vercischen eene grootere of kleinere krachts-
oefening. Welnu, die zwaartekracht is op Mercurius iets meer dan de
helft der zwaartekracht op onze Aarde (0,f>5): een zwaar lichaam ver-
krijgt dus in de eerste seconde eene snelheid van val gelijk aan 5,32
meters en doorloopt de helft, dat is 2,0G meters.
Ziedaar de physische gegevens welke de sterrenkunde over de dichtst
bij de zon geplaatste planeet heeft bijeengegaard. Die elementen met
die onzer Aarde vergelijkende, verkrijgt men een juist begrip van de
overeenkomst en het verschil dier beide hemellichamen, die in verge-
lijking met de andere bollen van ons planetenstelsel, in weinig ver-
wijderdc streken met elkander om de Zon loopen.
-ocr page 129-
99
II.
Venus. ?.
§ 1. Venus avond- en morgenster. — Oostelijke en westelijke afwijking. —Vernis
met het bloote oog gezien: glans, tinteling, kleur. — Synodische en siderisehe
omloop. — Duur van het jaar. — Afstand van de Zon, van de Aarde. — Snel-
heid van beweging.
Evenals Mereurius is Venus dan eens avond- dan eens morgenster,
zichtbaar of na zonsondergang of vóór haar opgang. Hare periodieke
bewegingen aan beide zijden van den stralenden lichtkogel, hebben
echter eene grootere uitgebreidheid en een veel langeren duur: maar
het onderling verschil in die bewegingen vindt tusscben engere gren-
zen plaats. De oorzaak van dat geringe verschil in hare bewegingen
is gemakkelijk te begrijpen, wanneer men bedenkt, dat de loopbaan
van Venus, tusscben de Aarde en de Zon liggende, veel grooter is
dan die van Mereurius, en dat de uitiuiddelpuntigheid van die baan
zoo gering is, dat deze niet veel verschilt met een cirkel.
Venus is meermalen en veel gemakkelijker met het ongewapend
oog zichtbaar dan Mereurius, omdat zij, verder van de Zon verwij-
derd, daardoor niet zoo zeer in de avond- en niorgenscheinering is ge-
huld. \' Hare grootste afwijkingen ten oosten en ten westen van de Zon
bereiken dan ook 48°. Soms is de planeet in hare conjunctie met de
Zon zichtbaar, wat bij Mereurius nooit het geval is; dit kan alleen
dan gebeuren, wanneer hare breedte, dat wil zeggen hare afwijking
boven, of onder de Zon, met Intrekking tot het vlak van de loopbaan
der Aarde zeer groot is.
De ouden gaven aan Venus twee namen, al naardat zij zich des
morgens of des avonds vertoonde; want in den beginne zag men
haar, even als Mereurius, voor twee verschillende sterren aan. Des
morgens noemde men haar Lucifer (lichtdraagster) en des avonds
Vesper of Hesperus (avondster.)
\' In 1871 is Venus als morgenster zichtbaar op het einde van de maand October
en heeft den 5 November haren grootsten glans als morgenster; gedurende de maand
Dec. staat zij des morgens in de Maagd en is drie uren lang zichtbaar.
In Febr. wordt z(j avondster en blijft tot in de maand Sept. aan den westerliemel
schitteren; den 19 Aug. bereikt zjj hare grootste schittering en is in Juli drie uren
lang zichtbaar
7
-ocr page 130-
100
Wie toch kent de avondster niet? Wie beschouwde niet haar wit
en helder licht, dat hoewel niet tintelend, als dat van de vaste ster-
ren, toch somtijds kracht genoeg heeft om de voorwerpen op Aarde
schaduw te doen verkrijgen? * Wanneer het toeval wil, dat eene lichte
wolk de plaats bedekt, waar zij aan den hemel staat, dan teekent
haar glans zich af door een lichtring in de dampen der wolk gevormd.
De glans van Venus is dan ook zóó schitterend, dat men haar vaak
nog in het volle daglicht ziet: zij is de meest witte en meest schit-
terende onder alle sterren des hemels.
üe schijnbare beweging van Venus aan het hemelgewelf is dezelfde
als die van Mercurius en heeft dezelfde oorzaak: daarom treden wij
daarover in geene meerdere bijzonderheden.
Het verloop tusschen twee conjunctiën, hetzij bovenste of onderste,
is middelbaar 584 dagen,5 dat is de Synodlsche omloop, die een ver-
schil oplevert van 592 tot 577 dagen.
De Siderische omloop van Venus bedraagt ongeveer 225 dagen
(224 dagen 10 uren 40 min. 7 sec); in dien tijd volbrengt zij baren
loop om de Zon; iets minder dus dan in twee derde deelen van ons jaar.
Van alle planetenbanen is de baan van Venus het meest met een
cirkel overeenkomende, zoodat de Zon weinig uit het middenpunt is ver-
wijderd. De middelbare afstand onzer Aarde van de Zon tot eenheid
genomen, verkrijgt men de volgende afstanden van Venus tot de Zon:
Afstand in haar Aphelium. 0,72828
Middelbare afstand.......0,723:33
Afstand in haar Perihelium 0,71838
Het verschil der uiterste afstanden bedraagt dus op zijn meest het
\' In gunstige omstandigheden, zegt J. Hersehel, veroorzaakt Venns eene sterke
schaduw. Men moet die schaduw opvangen op een witten grond: een geopend ven-
ster in eene kamer met witte muren is een zeer geëigend middel. Niet alleen, zegt
hij, heb ik dan de schaduw waargenomen, maar zelfs de straalbreking waardoor de
omtrek uitvloeit.
                                                                     (Outlines of Astronomy.)
* Van dien geheelen duur van 584 dagen worden er door de planeet 542 gebruikt om
hare schijnbare baan te doorloopen in dezelfde richting als de Zon; in de 42 overige
dagen doorloopt z() dat gedeelte harer loopbaan, dat het dichtst tnj de Aarde is, en
daardoor schijnt z(j eene achterwaartsche beweging te hebben, wat alleen een gevolg
is van de ligging der beide banen, en wat men gemakkelijk begrjjpt, wanneer men
een voorwerp zich cirkelvormig om een middelpunt ziet bewegen, terwijl men z\'(\'n
buiten die loopbaan bevindt.
-ocr page 131-
101
72,. gedeelte van den middelbaren afstand. Het dubbele er van duidt
de nitmiddelpantigheid aan (O.OOG84) en dient om den clliptischen
vorm der baan te nieten.
Wanneer men die getallen uitdrukt in kilometers, dan verkrijgt men:
Aphelium 111,549,420 kilometers.
Middelbare 110,070,720 „
Perihelium 110,008,020 „
Met die gegevens is bet gemakkelijk de lengte der Venusbaan te
berekenen, waarvoor men krijgt 095,040,000 kilometers of 94,000,000
gcogr. mijlen, en daaruit volgt, dat de middelbare snelheid der pla-
neet, waarmede zij die baan doorloopt, is 418,170 mijlen of 3,097,429
kilometers daags, dat is ongeveer 35 kilometers iedere seconde. Mcr-
eurius doorliep, zooals wij zagen, 50 kilometers iedere seconde en onze
Aarde, zooals wij later zien zullen, ongeveer 3< > kilometers. Vroeger
zagen wij reeds dat de snelbeid eener planeet afneemt, naarmate zij
verder van de Zon verwijderd is. Diezelfde wet gaat ook door, niet
alleen op de onderlinge banen der planeten, maar ook op de baan
van iedere planeet afzonderlijk. Omdat de loopbaan van Venus bijna
cirkelvormig is, zoo is het verschil van hare snelheid ook zeer gering.
Een ander element voor de loopbaan van Venus is, dat het vlak
dier loopbaan niet zamenvalt met dat der Aarde, maar daarmede een
hoek maakt van 3° 23\' 34,8". Zie PI. XIII, Fig. 2.
De afstand van Venus en onze Aarde verandert, naarmate de plaat-
sing is der beide planeten op hunne baan. Wanneer Venus zich in
hare onderste conjunctie bevindt is het duidelijk, dat zij het dichtst
bij de Aarde staat; \' terwijl zij in hare bovenste conjunctie, wanneer
zij aebter de Zon staat, zich het verst van de Aarde heeft verwijderd.
Wanneer het vlak harer loopbaan met de Aarde samenviel, zou het
verschil dier beide conjunctiën juist de gansche middellijn van de
Venusbaan bedragen. Wanneer men nu nog eens het oog slaat op Fi-
guur 10, waar de onderlinge banen der planeten met hunne betrekke-
lijke grootte en uitmiddelpuntigheid zijn aangegeven, begrijpt men
gemakkelijk de verschillende afstanden.
\' Die onderste conjunctie van Venus heeft plaats in 1871 den 2fi Sept. ten 11 u.
21 m. In 1872 heeft er geene onderste conjunctie plaats, maar in 1873 den 5 Mei ten
6 u. 8 m. en in 1874 den 6 Dec.
De bovenste conjunctie heeft plaats den 16 Juli 1872 ten 6u. 5m.
-ocr page 132-
102
Wanneer wij den middelbaren afstand van de Aarde en de Zon tot
eenheid of tot astronomischen meter nemen, dan verkrijgt men voor
den grootsten afstand van Venus en de Aarde 1,740, dat is 36,000,000
geogr. mijlen, en de kortste afstand bedraagt 0,260, dat is iets meer
dan 5,000,000 mijlen, een verschil das in afstand van 31,000,000 mij-
len. Dat verschil zullen wij dns ook uitgedrukt zien in de schijnbare
middcllijn, waarmede Venus zich vertoont in de kijkers, en tevens in
den glans, waarin de planeet voor het ongewapende oog schittert.
§ 2. Venus met den telescoop waargenomen. — Schijngestalten en verandering
van schijnbare middellijn. — Zichtbaarheid bjj vollen dag. — Probleem van
Halley. — AVarc afmetingen, oppervlakte en inhoud. — Overgang van Venus
over de Zon.
Wanneer men in den tijd, dat Venus avondster is en na zonsonder-
gang helder aan den hemel straalt, haar met een\' genoegzaam ver-
grootenden kijker beschouwt, ziet men haar onder den vorm van
eenc bijna ronde verlichte schijf, die echter dagelijks aan de oostzijde
afneemt, terwijl hare afmetingen grooter worden.
Bij hare grootste oostelijke afwijking\' vertoont zij zich als een halve
lichtcirkel, zooals de maan bij eerste kwartier; later wordt het eenen
sikkel, die, naarmate de planeet de Zon nadert, steeds dunner wordt
totdat zij in de zonnestralen voor het oog verdwijnt.
Wanneer men in den morgenstond vóór zonsopgang Venus terug
ziet, vertoonen zich dezelfde gestalten der planeet, maar juist in
eene tegenovergestelde orde; want als zij wederom in de zonnestralen
onzichtbaar wordt, zijn hare afmetingen afgenomen, terwijl hare
lichtende zijde eene bijna ronde schijf vertoont. Die gestalten en hunne
oorzaak zijn juist dezelfde als wij bij Mercurius opmerkten: (PI. XIV)
alleen omdat het verschil in afstand van de Aarde veel grooter is,
daarom is bet verschil in de schijnbare grootte van de middcllijn veel
aanzienlijker, en omdat Venus zich oostelijk en westelijk veel verder
van de Zon verwijdert dan Mercurius, daarom zijn de schijngestalten
veel gemakkelijker waar te nemen. In 1610 werden ze door Gallileï
reeds opgemerkt, die daardoor eene nadere bevestiging ontving voor
het begrip van Copernicus over het wereldstelsel, en daarin tevens
1 De grootste afwijkingen van Venus hebben dit jaar plaats den 18 Juli en den 6 Dec.
-ocr page 133-
103
de veroordeeling zag van het Ptolomesche stelsel over de wereld.\'
Door dien zoo verschillenden afstand van Venus tot de Aarde wordt
het verschil in de schijnbare middellijn der planeet gemakkelijk ver-
klaard, welke 17" beslaat, wanneer zij op middelbaren afstand van de
Aarde is. Hij hare grootste verwijdering van de Aarde neemt die mid-
dellijn at tot 9",5 en bij hare onderste conjunctie, wanneer de planeet
het dichtst bij de Aarde is, bedraagt de middellijn 05",2.
Venus is somtijds zoo helder, dat zij met het ongewapeude oog bij
vollen dag zichtbaar is. Lalande was in 1750 van dat verschijnsel
getuige. Halley verhaalt, dat in 171G den 10 Juli de stad Londen het
als een wonder beschouwde. Verschillende omstandigheden moeten
medewerken om dat verschijnsel te weeg te brengen: zooals hare
schijngestalte, hare verwijdering van de Zon en de zuiverheid van
onzen dampkring.
Halley loste reeds het vraagstuk op, om, niet betrekking tot de
Aarde, den stand van Venus
te vinden, waarin zij het meeste
licht op ons terugkaatst.
De geleerde sterrenkundige
bevond dat zulks was, niet in
hare grootste elongatie van de
zon, die 48° kan bedragen;
maar in den stand, waarop zij
;5i)° 30\' van de Zon verwijderd
is: dan vertoont de planeet zich
in de kijkers voor liet vierde
deel van hare schijf verlicht,
(Fig. 11) zooals de Maan op den
vijfden dag van haren ouderdom.
Volgens Lalande komt zulk eeue groote zichtbaarheid van Venus ongeveer
iedere acht jaar voor, omdat de planeet na zulk een tijdsverloop zich weder
\' Ptolomeus, een Alexandrijnsch sterrenkundige, die 170 j. n. C. stierf, meende dat
de Aarde het onbeweeglijke middelpunt der wereld was, terwijl de Maan, Mercurius,
Venus, de Zon, Mars, enz. rondom de Aarde wentelden; maar daar volgde uit dat
Venus zich nooit aehter de Zon kou vertoonen en dus nooit haar verlicht halfrond in
dien stand naar de Aarde kon wenden, wat in tegenspraak is niet hetgene on/eoogen
zien bjj de bovenste conjunctie van Venus met de Zon.
\'-\' De grootste schittering van Venus zal zjjn in 1871 den 20 Augustus en 1 Nov.
In 1873 den 30 Maart en 10 Juni. In 1872 komt zoodanigen stand niet voor.
-ocr page 134-
104
niet betrekking tot de Aarde in denzelfden of ongeveer denzelfden stand
bevindt; want hare synodische omwenteling duurt 584 dagen. In dat
tijdsverloop doorloopt zij tweemaal hare baan met nog 21G°; na vijf
synodische omwentelingen, welke 2,020 dagen of 8 jaren duren, had
zij 10 omwentelingen gemaakt met 5x216°, dat is op nieuw 3 om-
wentelingen. Na acht jaren min twee dagen heeft Venus dus 13 om-
wentelingen volbracht, en komt zij met betrekking tot de Aarde weder
in denzelfden stand.
Wanneer Venus en de Aarde op denzelfden afstand werden beschouwd,
zou de schijnbare middellijn van Venus Hi\',9 en die der Aarde
17",S wezen. Venus heeft dus weinig kleiner afmetingen dan onze
Aarde bezit.
Wanneer men de daarmede overeenkomende afmetingen der Aarde
tot eenheid neemt, krijgt men de volgende getallen:
Middellijn van Venus 0,969.
Oppervlak..........0,940.
Inhoud............0,910.
De middellijn van Venus bedraagt dus in ronde getallen 12,340,000
meters of 1,666 geog. mijlen, en de omtrek van den bol 5,236mijlen
of 38,783,000 meters. Van alle planeten is Venus degene, die in hare
afmetingen het dichtste bij de Aarde komt.
Wanneer Venus in hare onderste conjunctie is, gaat zij evenals
Mercurius somtijds over de schijf der Zon: die overgangen zijn zeld-
zamer dan die van Mercurius, maar veel gewichtiger voor de sterren-
kunde om de grootere nabijheid van Venus.
In het derde deel zullen wij in bijzonderheden treden over de
overgangen van den 8 Dec. 1X74 en den t> Dec. 1882: beide over-
gangen leveren, zooals wij hierboven aanmerkten, een verschil op
van 8 jaar min 2 dagen. Ed. Dubois heeft in het vorige jaar aan de
Académie des Sciences te Parijs eene methode bekend gemaakt, van
welke wij in liet derde deel verslag zullen geven, om ook zonder een
overgang van Venus af te wachten, ten allen tijde door de waarne-
ming van Venus de zonneparalaxe te kunnen berekenen.
Wij kunnen hier echter reeds aangeven, waarom zulke overgangen
niet geregeld na 8 jaren terug kecren. Na 8 jaren min 2 dagen is de
planeet weder in de onderste conjunctie met de Zon en wel de vijfde
keer, (want 8 x 365 dagen = 5x584 d.) en dan is de Aarde juist
-ocr page 135-
105
weer op hetzelfde punt van hare haan. Venus echter is niet op het-
zelfde punt van hare haan, want de knoop van hare baan heeft op
den ecliptica eene achterwaartsche beweging gemaakt, en daarom vindt
hare conjunctie met de Zon niet plaats in het vlak vanden ecliptica,
maar er b o v e n of o n d\'e r: drie achtereenvolgende overgangen na 8 jaren
kunnen dan ook nimmer plaats hebben, omdat in 16 jaar Venus met
de Zon 40 minuten in breedte moet verschillen, terwijl de schijnbare
middellijn der Zon slechts 32 minuten bedraagt, maar na 113 jaar
komt de planeet weder op dezelfde breedte als de Zon.
Niettegenstaande de uitstraling (irradiatie), waardoor de zwarte schijf
van Venus op de Zon veel kleiner schijnt, is de overgang toch eene
gunstige gelegenheid om hare middellijn te meten en den vorm van
de Venus-schijf waar te nemen. Tot nu toe heeft men echter geene
afplatting bij haar kunnen waarnemen: daaruit kan men evenwel niet
besluiten, dat er geene bestaat; want als de afplatting van Venus
niet grooter is dan die van onze Aarde, dan zou die tusschen de
verschillende middellijnen van Venus slechts een verschil opleveren
van ,*ïï gedeelte van eene seconde.
§ 3. Omwenteling van Venus.— Sterrendag en Zonnedag.— Dag en Nacht op Ve-
nus. — Haar jaar, klimaat en jaargetijden. — Verschil in licht en warmte, asch-
grauw licht. — Dampkring van Venus. — Blijvende vlekken: Zee en vastland-
bergen. — Spectraal analyse. — Massa, dichtheid, zwaarte.
Toen Dominicus Cassini de planeet Venus in 1606 en 1667 in den
gunstigen stand waarnam, bemerkte hij op hare oppervlakte eenige
duistere vlekken, en toen hij vooral zijne aandacht wijdde aan eene
schitterende vlek, welke hij opmerkte dicht bij de afscheidingslijn van
licht en duisternis, kwam hij daardoor tot de erkenning, dat de pla-
neet om hare as wentelt: de duur dier omwenteling, meende hij,
was ongeveer 23 uren en 20 minuten.
Zestig jaar later nam Bianchini, een Romeinsch sterrenkundige, eene
gansche reeks vlekken waar, en meende aan Venns eene omwente-
ling te moeten toeschrijven van 24 dagen en 8 uren. Maar toen J. Cas-
sini, de zoon van Dominicus, de waarnemingen van zijn\' vader met
die van Bianchini vergeleek, bewees hij dat deze geleerde wel dezelfde
vlek had waargenomen, maar toen deze in denzelfden stand terug
gekomen was, hadden er 25 omwentelingen van Venus plaats gehad,
-ocr page 136-
km;
wat ongeveer 23 uren 21l minuut voor ieder is, en dus zeer wel
overeenkwam niet de waarnemingen van zijn\' vader.
Latere waarnemingen door Schröter in 1788- 1842 en door Vico
vooral in 1840 1842 gedaan, hebben met juistheid de omwenteling
van Venus bepaald, en wel in 23 uren 21 min. en 21,9 sec., dus
34 min. 38,1 sec. korter dan de omwenteling van onze Aarde.
Zoo lang is dus de sterrendag van Venus.
Haar jaar bestaat uit 231 omwentelingen en dus ongeveer 230 zon-
nedagen.
De middelbare zonnedag van Venus is 5 min. 42 sec. langer dan
haar sterrendag en dus 23 uur 27 min. O sec.
De snelheid van een punt op haar equator in die dagelijksehe
omwenteling bedraagt 4G1,!>2 nieters in de seconde; bijna even
groot als de snelheid van een punt in onzen equator, dat 4(30,17 nie-
ters doorloopt.
Daar de andere physische elementen, zooals hare massa en dicht-
heid, weinig verschillen met die van onze Aarde, kan men er uit be-
üluiten, dat zij eene af\'platting heeft ongeveer van dezelfde verhouding
als die, welke onze Aarde bezit, hoewel men die afplatting tot nu toe
niet heeft kunnen waarnemen.
Onder andere opzichten bestaat er echter een groot verschil tusschen
Venus en onze Aarde: zoo maakt volgens Schröter haar oniweutelingsas
met het vlak van hare loopbaan slechts een hoek van 15 graden (zie
plaat XVII, Fig. 1). Volgens de verschillende jaargetijden en breedten
is de lengte der dagen en nachten zeer verschillend; alleen onder den
equator is dag en nacht alle dagen des jaars even lang. Op ieder
evennachtspunt echter klimt dan de Zon tot in het Zenith en op ieder
solstitie daalt zij tot op 15° boven den horizon.
Om een voorbeeld te geven van de zonderlinge veranderingen, welke
het onderlinge verschil van dag en nacht en dus van hitte en koude
oplevert, denken wij ons dan eens de streken welke op 45° liggen,
dus juist iu het midden tusschen de pool en den evenaar, overeen-
komende met het midden van Frankrijk en Duitschland op onzen aard-
bol. Van de lente-equinoxe ziet men daar dagelijks de Zon in den
meridiaan hooger klimmen, totdat zij eindelijk het Zenith bereikt; dan
begint er een reeks van dagen zooals er in onze poolstreken bestaan;
de zon gaat des avonds niet meer onder, zij beschrijft een cirkel rondom
de hemelpool, een cirkel, die dagelijks kleiner wordt; zoodat in het
-ocr page 137-
UE STKKKKNWEKKLD.
PLAAT XVII.
Fig. 1. V\'enus huar solstitium hcllinv der omirentrlirósas .
Pu» 2 Scnijntfcilalten vön Venu.»;
vlekken op de heide hulfeinden nr>ar BiaucMni
r.ir :■ :\' /■ V
-ocr page 138-
107
zomersolstitie de middellijn van dien cirkel 30° is, overeenkomende
met eene middagshoogte van f>3 graden.
Na dat zomcrsolstitium wordt de cirkel wederom grooteren de Zon
zakt weder, totdat zij op nieuw het Zenith bereikt: dan begint er
wederom een naclit te komen, in den beginne zeer kort, die echter
dagelijks langer wordt totaan het volgende solstitium, wanneer de
zomer geëindigd is en de herfst begint; dan volgen de bovengenoemde
verschijnselen in eene tegenovergestelde orde elkander op, want de
Zon daalt al lager en lager in den meridiaan, tot zij eindelijk onder
den horizon verdwijnt om in een gansch tijdsverloop niet meer te ver-
schijnen, even als in de nachten van onze pool. Aan de beide polen
van Venus heeft men dus bij afwisseling onafgebroken 115 dagen
dag en 115 dagen nacht. In dien langen dag bereikt de Zon eene
hoogte van 72 graden. Dit geeft ons reeds een denkbeeld over de
verdeeling van klimaat, over de zonderlinge opvolging van dag en
nacht, de jaargetijden, wecrsgesteltenis.
Vico meent waargenomen te hebben, dat de helling van Venns\' as
zoo groot niet is, maar een hoek beslaat van 50°: een bewijs dat de
sterrenkundigen het over de richting der as niet eens zijn. Wanneer
men de richting van de as aanneemt volgens Vico, dan zouden de
verschijnselen, welke wij opgenoemd hebben, veel geringer zijn: dit
echter zou waar blijven, dat de tropische en de poolstreken in elkan-
der zouden loopen evenals op Mercurius, en er geen gematigde lucht-
streck zou bestaan.
Omdat de loopbaan van Venus om de Zon bijna cirkelvormig is,
hebben de jaargetijden er een bijna even langen duur; maar omdat
Venus dichter bij de warmtebron geplaatst is, is de kracht van het
licht en de warmte op die planeet bijna dubbel zoo groot als op
onze Aarde: de schijnbare middcllijn der Zon is dan ook veel grooter
dan wij zien \'
Wellicht is Venus omgeven door een dikken nevclachtigen damp-
kring, waarin voortdurend de dampen door de warmte ontwikkeld,
opstijgen, en daardoor kan de kracht der verschillende jaargetijden
1 Wjj zien de Zon met eene middellün van 32\' 4", en uit Venus beslaat de middel-
lijn 44\' 20\'. De sehynbare oppervlakte der zonneschijf en dus de licht- en warmte-
kracht der Zon op de Aarde en op Venus staan dus tot elkander als 100 tot 191.
Maar als wü in aanmerking nemen de oppervlakte der beide planeten, waarop de zon
afstr.ialt, dan is de onderlinge verhouding als 100 tot 182.
-ocr page 139-
108
gematigd worden. Wat die hypothese eenige waarschijnlijkheid bijzet,
is de waarneming bij den overgang in 17(51 gedaan. Toen scheen het
alsof een nevelachtige ring de zwarte schijf van Venus omringde, en
zelfs toen de Venus-schijf gedeeltelijk op de Zon en gedeeltelijk daar-
buiten was, vertoonde zich de lichtende nevelring buiten de zon-
neschijf.
Heide verschijnselen zijn gemakkelijk te verklaren, wanneer Venus
met een dikken dampkring omringd is.
In hare onderste conjunctie vertoont Venus zich als eene dunne sikkel,
wier hoornen, zooals door vele waarnemers is opgemerkt, zich over
meer dan de helft der schijf uitstrekken. Schröter nam het eerst dit
verschijnsel waar, en besloot daaruit dat Venus een dampkring bezit;
omdat de zichtbaarheid der hoornen verder dan zij door de Zon ver-
licht zijn een gevolg is der straalbreking, geheel overeenkomstig niet
onze avond- en morgenschemering.
Secchi nam in Mei 18f>7 het verschijnsel waar, en gaf er ook de-
zelfde verklaring van.
Venus heeft dus eene avondschemering en een dageraad, wier duur
volgens de beide laatste sterrenkundigen overeen zou komen met de
schemering, wanneer de Zon slechts 15 graden onder den horizon daalt.
De trapsgewijze lichtvermindering, die men bij Venus duidelijk waar-
neemt op de afscheidingslijn van licht en duisternis bij hare schijnge-
stalten, vindt dan evenzoo eene gemakkelijke verklaring in haren
dampkring. Echter geldt dit niet voor een deugdelijk bewijs, want
die uitvloeiende band tusschen de licht- en schaduwzijde kan ook ge-
deeltelijk veroorzaakt worden door de schuinsche richting der zonne-
stralen voor die gedeelten, waar de Zon laag aan den horizon staat,
en ook gedeeltelijk door de lange schaduw, welke de verhevenheden
op Venus achter zich werpen bij den op- en ondergang der Zon.
Dat er zulke verhevenheden, heuvels en bergen, op Venus bestaan,
wordt bewezen door den tandvorm van hare schijf, zoo als Lahire,
Derham en Schröter hebben waargenomen, en wier afteekening men
op PI. XVII, Fig. 2 vindt.
Soms heeft men de hoornen der sikkel afgeknot waargenomen, ja
men heeft zelfs een lichtend punt opgemerkt geheel buiten de licht-
lijn op de schijf: dit kan niet anders zijn dan de top van een berg
door de Zon verlicht, terwijl zijne zijwanden nog in het duister zijn.
Minder zeker zijn de berekeningen van Schröter over de hoogte
-ocr page 140-
109
dier bergen op Venus. Zou het waar zijn dat zij eene hoogte hebben
van 44,000 nieters? Onmogelijk, is liet zeker niet, maar de verschil-
lende physische elementen, waaruit men tot die maat besloten heeft,
zijn zoo moeielijk waar te nemen, er bestaat nog zoo veel onzeker-
lieid in die punten, dat men het niet bevestigen noch ontkennen kan,
en het dus het veiligst is af te wachten, of nieuwe waarnemingen er
meerdere bevestiging aan geven.
De duistere vlekken, die Cassini liet eerst op de Venusschijf waar-
nam, en welke later door Bianchini met nauwkeurigheid werden afge-
teekend, schijnen eene eeuw later in denzelfden vorm door Vico te
zijn gezien: zie de vlekken op de beide verlichte halfronden PI. XVII,
Fig. 2. Het zouden dus blijvende vlekken zijn en niet nevelen en
wolken in den dampkring: wellicht zijn het zeeën en vastland zooals
op onze Aarde.
De spectraal-analyse openbaarde aan W. Huggins niets bepaalde
over een dampkring van Venus. Seccbi mocht echter onder den hei-
tieren Italiaanschen hemel beter slagen: want hij merkte in het licht-
spectrum van Venus donkere strepen op, geheel en al overeenkomstig
met de waterstofstrepen van onzen dampkring en besloot daaruit, dat
Venus niet alleen een dampkring bezit, maar een die geheel overeen-
komt met den onze.
Wanneer Venus dicht bij hare onderste conjunctie is, dan ziet men
somtijds hare geheele schijf, hoewel de lichtende sikkel zeer dun is:
dan is haar duister gedeelte niet een aschgranw licht bedekt zooals
wij op het niet verlichte gedeelte der maan waarnemen. Arago telt
verschillende waarnemingen van dat verschijnsel op. Den 20 April
18G5 zag men in Leipzig dat verschijnsel zeer duidelijk: de schijf
had toen eene groenachtig grijze tint, veel helderder dan de grond
des hemels. Welke is de oorzaak van die nachtelijke verlichting op
Venus ?
         Men heeft verschillende hypothesen aangegrepen om het
te verklaren: het zelflichtend vermogen van Venus, de afstraling van
het sterrenlicht, het zodiaklicht, eene straalbrcking in den dampkring
en eindelijk een magnetisch licht, gelijk aan ons Noorderlicht. Voor
geene dier hypothesen kan men echter bewijzen aanvoeren.
Op verschillende wijzen heeft men de massa van Venus berekend,
en is men tot de middelbare bepaling geraakt, dat zij het 412,150 ge-
deelte van de zonnemassa, of het 1*0*0 gedeelte der Aarde is. Hare
middelbare dichtheid met de Aarde vergeleken is 0.950, en niet de
-ocr page 141-
110
dichtheid van water 5.43. Die dichtheid schijnt te wijzen op eene
minerale verbinding niet die van onze Aarde overeenkomende. De
zwaartekracht op hare oppervlakte is 0.92; zoodat een lichaam door
de zwaartekracht alleen in de eerste seconde 4\' 51" valt. Op Venus
wegen dns de lichamen iets lichter dan op onze Aarde (een verschil
van Vio.)
De hemclbol dus, dien wij beschouwd hebben, komt in zeer vele
opzichten, wat afmetingen, astronomische en physische elementen be-
trcft, met onze Aarde overeen, en verschilt in andere opzichten er
wellicht weinig van; maar de bepaalde gegevens zijn te weinig en te
onzeker, oin er een vast hesluit uit te trekken, zoodat men nog veel
aan de ontdekkingen en waarnemingen der wetenschap in de toekomst
moet ((verlaten.
Wanneer men enkel afging op de waarnemingen van een groot aan-
tal geleerden van de 17e en 18e eeuw, (Cassini, Short, Montaigne,
Roedkier, Ilorrebon, Montbarron, Lambert) dan bezat Venus nog één
punt van overeenkomst met onze Aarde, en wel dat zij even als onze
Aarde eene Maan bezit, die haar vergezelt. In later tijd heeft men die
Maan echter nooit kunnen terug vinden, en vele in de astronomie ge-
zag hebbende mannen hebben die Maan voor een optisch bedrog ver-
klaard, zoodat thans geen sterrenkundige meer aan eene Venusmaan
gelooft.
o
-ocr page 142-
III.
DE AARDE $.
§ 1. Beschouwd in do ruimte. — Bewijzen, dat zjj rond is. — Afplatting aan de
polen, bewezen door de meridiaan-meting en den slinger. — Elliptische vorm van den
evenaar. De Aarde is een bol met drie ongelijke assen. — Afmetingen. —Massa,
middelbare dichtheid. — Straalbreking van den dampkring.
Onze Aarde is van de Zon af de derde planeet wier eigenschappen,
als hemellichaam, wij thans zullen beschouwen. Zij loopt niet eenzaam
zooals Venus en Mercurins door het hemelruini, maar wordt overal
vergezeld door de Maan, als door een trouwen wachter, die zich om
de Aarde beweegt, zooals onze Aarde om de Zon loopt.
Na de beschrijving van onze planeet volgt dus natuurlijk de be-
schrijving der Maan, die, om bare nabijheid, de meest gekende van
alle sterren uit liet zonnestelsel is. —
Wanneer onze Aarde ook eene ster is, die zich in de ruimte beweegt,
zooals die menigte andere hemellichamen rondom ons, dan komt de
vraag bij ons op, hoe die Aarde zich wel vertoonen moet uit de he-
mellichamen, die haar omgeven. Dit hangt echter geheel af van den
afstand, waarop zulk een waarnemer geplaatst zou zijn.
De Aarde heeft eene bolvormige gedaante, wier ééne helft door het
zonlicht wordt bestraald, terwijl de andere helft in het duister ligt.
Voor iemand, die zich van de Aarde zou verwijderen, zou de schijf
der Aarde kleiner en kleiner, maar ook helderder en liebtender wor-
den, omdat het zonlicht, dat zij op den waarnemer terugkaatst, voor
hem meer geconcentreerd zou worden in kleiner omvang; volgens
8
-ocr page 143-
112
den stand van den waarnemer, zou de Aarde liem dezelfde schijngc-
stalten vertoonen, die wij bij Mercurius en Venus opmerken. —
Uit de Maan gezien, zou onze Aarde zich vertoonen als eene lich-
tende schijf, bezaaid met vlekken, van welke de helderen het vast-
land en de donkeren de zeeën zouden aanduiden, terwijl schitterend
witte vlekken de eeuwige sneeuw en het ijs aan de polen zouden
toonen; behalve die vaste vlekken zou men ook beweeglijke vlekken
waarnemen, de wolken, namelijk in onzen dampkring, die zeer vaak
het gezicht op onze Aarde zouden belemmeren. Op dien afstand zou
de schijnbare middellijn onzer Aarde bijna viermaal grooter zijn dan
zich thans de Maan aan ons oog vertoont; zoodat, wanneer de Aarde
vol zoude zijn, dat is wanneer haar geheel verlicht halfrond naar
de Maan gekeerd was, zij schitteren zou zooals voor ons 13 ver-
eenigde volle manen zouden doen. Op een afstand viermaal verder dan
onze wachter, zou onze Aarde zich nog vertoonen als eene schijf ter
grootte der Maan, maar naarmate men zich verder van de Aarde zou
verwijderen, zou zij in afmeting verminderen en eindelijk tot een punt
ineenkrimpen, en gelijk zijn a<an eene der sterren van ons uitspansel.
Die gedachte over den vorm onzer Aarde rust niet enkel op over-
cenkomst, omdat alle bekende hemellichamen den kogelvonn bezitten;
maar feiten, wier nauwkeurigheid men kan nagaan, toonen met zeker-
heid het zweven in de ruimte en den kogelvorm der Aarde; terwijl
de nauwkeurigste metingen ons hare ware afmetingen hebben doen
kennen.
Beschouwen wij een oogenblik die verschillende punten.
Iedereen weet, dat de horizon op het vlakke land den vorm beeft
van een cirkel, welke den beschouwer omringt; wanneer deze zich
verplaatst, verplaatst zich ook de cirkel, terwijl hij zijnen vorm be-
houdt, die alleen verandert, wanneer bergen of hinderpalen van eene
zekere hoogte den gezichteinder hegrenzen. In volle zee is de cirkel-
vorm van den horizon nog duidelijker en verandert alleen bij de kust.
Ziedaar reeds een bewijs voor de rondheid der Aarde, omdat een ko-
gel het eenigc lichaam is, dat zich altijd als een cirkel aan ons oog
vertoont, hoe men hem ook beschouwt. Men kan overigens niet zeg-
gen, dat de horizon gevormd wordt door de grenslijn van ons gezichts-
vermogen, want naarmate men zich hooger boven de vlakte verheft,
naar die mate wordt de cirkel van den horizon ook wijder. Zie pi.
XVIII, Fig. 1, waarop een berg staat afgebeeld op eene vlakte, die
-ocr page 144-
1\'I.Wi XYIII
I»K STKKKKNWKRKIJ).
Pitf 1 Bolvorm van het vasteland . Horizon voloens verschillende hootften
r\'i^j 2 Bolvorm der zee _ Verklarino van het verschil m het waarnemen
van een naderend sclun
■tm*.- -
-
Pio .\'► Underlinoe Uootfte der tierden t\'i\\ van den dampkring
Diepte der zee en vooronderstelde dikte tier aardkorst.
.        . v : - .\'. Tr&i
-ocr page 145-
113
een gedeelte van een bol is. Wanneer men zich aan den voet van
den berg bevindt, heeft men een zeer nauw begrensden horizon,
wiens straal zich niet verder uitstrekt dan van k tot i, maar bestijgt
men den berg tot op e, dan verwijdt zich de horizon tot in e e o.
Op den top echter van den berg strekt zich de horizon nog verder
uit, tot in a a a, en, zoo de lucht helder is, zal men van den top
voorwerpen in het oog krijgen, daar waar men aan den voet van den
berg staande, slechts het blauw des hemels zag. De uitbreiding van
den horizon naarmate men hooger stijgt, zou niet uit te leggen zijn,
wanneer de Aarde den vorm van een plat vlak had.
Op zee vertoont zich die ronde vorm nog veel duidelijker. Want
als men zich aan het strand op een toren of op het duin bevindt op
het oogenblik, dat er een schip aan den horizon verschijnt, ziet men
door een goeden kijker eerst slechts den top der masten en de bo-
venste zeilen, terwijl de romp van het schip met de groote zeilen nog
verborgen is. Naarmate het schip nu de kust nadert, rijst het meer
en meer boven den horizon, zoodat het eindelijk geheel zichtbaar is.
PI. XVIII, Fig. 2, geeft er ons eene afbeelding van. Dat achtereen-
volgens zichtbaar worden van de lagere deelen van het opkomende
schip, kan op geene andere wijze worden uitgelegd, dan dat de Aarde
bolvormig is.
Voegen wij hierbij nog een paar bewijzen, die even als de vorigen
belangrijker zijn als feiten dan wel als overtuigingsstukken; want wie
kan aan de rondheid der Aarde en aan haar zweven in de ruimte nog
twijfel koesteren, nadat men sinds drie honderd jaren te land en ter
zee, in alle richtingen de Aarde heeft omgereisd? \'
Wie kan er aan twijfelen, wanneer men ziet hoe de sterren in hunne
dagelijksche beweging aan de eene zijde van den horizon ondergaan, en
24 uren daarna aan de andere tegenovergestelde zijde weder opkomen.
1 De eerste reis rondom de wereld werd door Ferdinand Magcllaan, een beroemd
Portugeesch reiziger, gedaan. Den 20 September 1514 zeilde hjj uit eene der havens
van Portugal het Westen in, en stuitte; op het pas ontdekte Amerika. Nu zeilde hij
langs Amerika\'s kust naar het Zniden, en geraakte door de straat, welke zjjn naam
draagt, aan de andere zijde in de Stille Zuidzee. Immer westwaarts z(jn tocht ver-
volgende, stierf hjj echter vóórdat lijj de Mnlukkcn-cilanden in Azië bereikte. Zjjn
schip vervolgde echter de reis en bereikte Kuropa weder uit het Oosten. Sinds dien
tjjd zjjn een tal van reizen rondom de wereld gedaan, en langs den reuzenspoorweg
van Noord-Ainerika wordt thans de reis om de wereld bijna een pleiziertocht.
8*
-ocr page 146-
114
Eene der sterren uit het noordelijk halfrond des hemels , de Pool-
ster, blijft voor eene bepaalde plaats ongeveer op dezelfde hoogte
boven den horizon. Wanneer men zich naar het Zuiden verplaatst,
vermindert de afstand van de Poolster tot den horizon, en trekt
men verder noordwaarts dan wordt de afstand tot den horizon groo-
tcr. Wij zien bijv. in Leiden en omstreken de Poolster immer ongc-
veer 52 graden boven den horizon staan; zouden wij, zuidelijker rei-
zende haar waarnemen in Marseille bijv., dan zou de afstand tot den
horizon meer dan 9 graden zijn verminderd, en zij slechts 4.\'5 graden
boven den horizon staan, en zouden wij meer het Noorden ingaan, en
de Poolster bijv. in Stokholni waarnemen, dan was de afstand tot den
horizon grooter, en zou ongeveer 59 graden bedragen. Ziedaar een
feit dat onmogelijk anders verklaard kan worden dan door de ronde
gedaante van de oppervlakte der Aarde.
Wanneer men overigens, in plaats van zich te verplaatsen naar het
Noorden of Zuiden, het Oosten b.v. intrekt, dan behoudt de Poolster
steeds dezelfde hoogte boven den horizon. In Herlijn neemt men dus
ongeveer dezelfde hoogte van de Poolster boven den horizon waar
als bij ous, maar het uur van den op- en ondergang der sterren ver-
schilt, zoodat eene ster in Berlijn ongeveer 30 minuten vroeger op-
gaat dan bij ons, en daaruit volgt noodzakelijk, dat de Aarde in alle
richtingen den kogelvonn heeft, en dat zij dagelijks eene geheele om-
wenteling om hare as maakt.\'
1 Dat do Aarde rond is en vrij in de ruimte des hemels zweeft, vindt thans geene
tegenspraak meer. Velen echter, die zulks als bewezene waarheden aannemen, stui-
ten toch op zekere mooielijkheden en vragen zich zelven af, hoe het toch mogelijk
is, dat de bewoners en de voorwerpen op Aarde zich in evenwicht kunnen houden op
den kant en vooral onder aan dien hol, en waarom zy er niet afvallen.
Die moeieiykheid komt voort omdat men zich een verkeerd denkbeeld vormt over
den val van een voorwerp.
Ieder lichaam bezit eene kracht, waardoor het andere lichamen tot zich trekt. Men
noemt dit attractie of aantrekkingskracht. Ieder deel van het lichaam bezit die kracht,
die geiykniatig werkt, en daardoor ligt de grootste aantrekking in het midden- of
zwaartepunt en by een kogel dus in het middelpunt. Hoe grooter lichaam hoe groo-
terc kracht. Door die kracht nu worden alle lichamen, die zich op of in de nabyheid
van dat groote lichaam bevinden, naar het middelpunt getrokken, en zoo verhindert
de aantrekkingskracht der Aarde, dat de lichamen van haar afvallen en in het he-
inclriiim geslingerd worden. Een van de Aarde weggeslingerd voorwerp wordt dus
door de aantrekkingskracht der Aarde {genoodzaakt tot haar terug te koeren, en dat
noemt men rullen. Onder en boven bestaat dus alleen met betrekking tot ons, want.
-ocr page 147-
115
Een laatste bewijs, waardoor wijden kogelvorm der Aarde met onze
oogen zien, is de maansverduistering; dan werpt de Aarde haar schar
duwbccld op de volle verlichte schijt\' der Maan, en dat schaduwbeeld
of in zijn geheel of in een gedeelte, vertoont ons iminer den ronden
vorm van een kogel.
Al de aangevoerde bewijzen getuigen wel, dat de Aarde bolvormig
is, maar geven ons nog niet den namvkeurigen vorm te kennen. Is
zij een zuiver ronde bol, afgezien van de verhevenheden op de op-
pervlakte, die in verhouding tot de grootte der Aarde in geene aan-
merking komen? Of wel is zij langwerpig rond, meer of minder rcgel-
matig? En welke zijn hare afmetingen?
Om dit gewichtig vraagstuk op te lossen ging men van de vooron-
dcrstclling uit, dat de Aarde volmaakt rond was; iedere denkbeeldige
lijn, meridiaan genoemd, rondom de Aarde over hare oppervlakte ge-
trokken en door de beide polcu gaande, moest dus een volmaakto
cirkel zijn. Zulk een cirkel verdeelt men in 300 graden; wanneer
men nu één van die graden mat, kende men ook den ganschen
omtrek.
Voordat wij de verschillende uitkomsten van die metingen opge-
ven, zullen wij eerst duidelijk trachten te maken, hoe men op Aarde
den afstand van zulk een graad bepaalt.
Zooals men een meridiaancirkel op Aarde in 300 graden verdeelt,
doet men het ook een meridiaancirkel aan den hemel; zoodat van
den aequator, zoowel van de Aarde als van den hemel, tot aan
de polen, men ecne lengte heeft van DO graden, ledere graad aan
den hemel komt dus juist overeen met een graad op Aarde, en bei-
den liggen dns in hetzelfde vlak. Verplaatst men zich nu naar het
Noorden of Zuiden zoover, dat het toppunt aan den hemel één graad
verschil oplevert, zoo heeft men op aarde zich ook één graad verplaatst.
omdat de Aarde zich vrjj in de ruimte beweegt, heelt z(j geen onder noch boven; op
welk punt van den Aardbol zich ook niensehen bevinden, voor ieder van hen is umler
naar het middelpunt der Aarde in de richting hunner voeten, en buren naar de ruimte
de» henels. Dus alleen niet betrekking tot ons z(|n onze tegenvoeters, aan de andere
zjjde van den aardbol, in een stand geplaatst met de voeten omhoog en het hoofd
omlaag; maar evenzoo zjjn ook wij met betrekking tot onze tegenvoeters in een stand,
zooals /.y zieh tot ons bevinden. Dieselfde kracht houdt rondom de Aarde de wate-
ren van den Oceaan en de wolken in den dampkring, zoodat alles met elkander eene
ronde massa vormt, overal omringd door het wijde hemelniim.
-ocr page 148-
HG
Wij wonen b.v. 52o Noorderbreedte en diezelfde graad staat ook aan
den hemel in het Zenith of toppunt. Verplaatsen wij ons nu naar
Groningen b.v. dan hebben wij 53" in het Zenith, en dus is op Aarde
de afstand van Leiden tot Groningen één graad; wanneer nu die
afstand gemeten wordt en met 360 vermenigvuldigd, dan hebben wij
de lengte van den gansehen meridiaancirkel, lleeds vroeg ondernam
men dergelijke metingen. Zoo mat Eratosthenes den afstand tusschen
Sienne en Alexandrie, en besloot daaruit dat de omtrek der Aarde
250,000 stadiën bevatte, dat is ongeveer 45,000,000 meters. Posido-
nius en Ptolomeus verkregen eene kleinere lengte. In nieuwere tijden
mat Fernel in 1550 de lengte van een meridiaangraad tusschen
Amiens en Parijs, en berekende daaruit den omtrek der Aarde op
ongeveer 40,043,400 meters.
In 1015 mat onze vaderlander Snellius een meridiaangraad tusschen
Alkmaar en Hergen op Zoom, en maakte het eerst gebruik van eene
meetkunstige wijze, welke nog in gebruik is. Eerst meet men nauw-
keurig eene vlakke lijn van zekeren afstand en gebruikt die als basis
voor den daarop getrokken driehoek, want, zooals wij later breed-
voerig zullen uiteenzetten, wanneer men de basis van een driehoek
met de twee hoeken aan dien basis kent, berekent men gemakkelijk
den gansehen driehoek; daardoor verkrijgt men eene reeks driehoe-
ken, waarvan telkens de basis bekend is, en zoo komt men tot het
besluit hoe lang de graad is tusschen de beide bepaalde plaatsen. In
1709 berekende Picard, door de meting tusschen Malvoisine en Amiens,
den omtrek van den meridiaancirkel op 40,037,(KX) meters.
Hij de verschillende graadmetingen, welke plaats vonden, moeten wij
nog melding maken, dat Pougncr, Lacondamine en Godin eene graad-
meting volbrachten in Peru bij den evenaar, terwijl Maupertuis er eene
in Lapland ondernam.
De meesten van die metingen komen allen hierin overeen:
Dat de verschillende graden van een meridiaan niet allen dezelfde
lengte hebben, waaruit dus noodzakelijk volgt, dat de Aarde niet
volmaakt rond is en dat de lengte der graden toeneemt naar de polen,
zooals uit het onderstaande blijkt.
-ocr page 149-
117
Plaats der.meting.
Breedtegraad.
Lengte in
meters.
Peru
1° 31\'
110 582
Bengalen
12° 32\'
110 631
Oost-Indie
22° 37\'
110 668
Frankrijk
46° 8\'
111 143
Engeland
52° 2
111 224
Rusland
56° 25\'
111 3(50
Lapland
663 20\'
111477.
Uit die vermeerderde lengte der meridiaangraden naar de polen
(Fig. 12.) Elliptische vorm der aardmeridianen.
volgt, dat de Aarde aan de polen eene afplatting heett, niet andere
woorden, dat de meridiaanlijnen rondom de Aarde, in plaats van ei r-
kels te zijn, integendeel meer den vorm hebben van eene ellips, zoo-
als Fig. 12 aanduidt, waar de afplatting tot meerdere duidelijkheid
overdreven is. De zaak oppervlakkig beschouwd zou men integendeel
meenen, dat, juist om de afplatting, de graden aan de pool klei-
ner moesten zijn dan aan den evenaar; dit zou waar zijn, wan-
neer alle verticale lijnen der graden uit één en hetzelfde middel-
punt werden getrokken, maar omdat de Aarde niet zuiver rond is
verandert ook voor iederen graad het middelpunt, en de graad, die
de grootste afplatting heeft, heeft dus zijn middelpunt het verste af-
-ocr page 150-
118
liggen, omdat de graad een gedeelte van een cirkel is, Fig. 12 toont
zulks duidelijk aan. De lijn dus, die door de polen gaat of de as
der Aarde, is dus de kleinste middellijn en de grootste is bij den
evenaar.
Een tweede bewijs voor de afplatting der Aarde aan de polen vond
men in de toepassing van den slinger. ISij eene slingerbeweging wer-
ken twee krachten. De kracht namelijk ^ welke den slinger in bewe-
ging brengt en de kracht, welke den slinger naar het middelpunt der
Aarde trekt, zoodat een slinger eens in beweging, bestendig in die schom-
meling zou blijven voortgaan, wanneer de weerstand der lucht en de
wrijving in het beweegpunt zulks niet verbinderden. Hoe dichter nu
bij het middelpunt der Aarde, hoe sterker de aantrekkingskracht werkt
en hoc sneller dus de slingeringen worden en wel volgens de wet van
Newton, in verhouding tot het kwadraat van den afstand tot het
middelpunt der Aarde.\'
Nu hebben de verschillende proefnemingen geleerd, dat, naarmate
men meer de polen naderde, de slingeringen sneller werden, dit wees
op eene grootere aantrekkingskracht aan de polen dan aan den aequator,
en dus op een korteren afstand van het middelpunt der Aarde. s
Om dus aan de polen de slingering niet sneller maar gelijk met de
slingering op den aequator te hebben, moest men den slinger langer
maken, en uit die vermeerderde lengte maakte men de afplatting op.
Op St. Thomas juist onder den evenaar was de lengte van den slin-
1  De slinger is een gewichtig physisch, astronomisch werktuig. Wanneer de slinger
in rust hangt, wijst h(j het zwaartepunt aan.
Gallileï bemerkte, dat de slingeringen immer in hetzelfde tijdsverloop plaats grepen
hoe langer de slingering is, hoe sneller de beweging; hoe korter, des te langzamer is
de beweging; op deze wet berust de tijdmeting door den slinger.
De tweede wet is, dat de duur van zulk eene slingering geheel en al onaf hankelQk
is van het gewicht en van den aard zijner zelfstandigheid; de zwaarte dus van den
slinger oefent geen invloed uit op de meerdere of mindere snelheid der beweging.
De derde wet is, dat de duurder slingeringen van twee slingers, die ongelijke lengten
hebben, tot elkander staan als de vierkantswortels van de lengte der slingers.
2  Uit verschillende waarnemingen heeft men berekend, dat de zwaartekracht aan
de polen Vim gedeelte sterker is dan aan den aequator, zoodat een lichaam van een
pond zwaarte aan de polen 5 gram zwaarder zou wegen dan op den aequator. Om
eene juiste uitkomst te verkrijgen, moet men ook bemerken, dat de omwenteling der
Aarde tevens storend op de slingerbeweging werkt, omdat zij aan den slinger eene
middelpuntvliedende kracht mededeelt. Men berekent die vermindering op Vis9 gedeelte.
-ocr page 151-
110
ger 991,111 millimeter, terwijl op Spitsbergen, op 79 graden noorder-
breedte, de lengte van den slinger !>9(i,03b\' millimeter bedroeg.
Bij dergelijke slingerwaarncmingcn gaat men immer van cenc voor-
onderstelling uit, welke de ondervinding echter leert niet onder alle
opzichten waar te zijn. Men neemt aan, dat de Aarde overal, van den
buiten sten rand naar het middelpunt toe, dezelfde lagen en dus dezelfde
dichtheid bezit; de ondervinding leert echter, dat op grootere breedte
niet immer ecne geregelde vermeerdering van slingcrlengtc plaats vindt,
zooals men bij cenc regelmatige dichtheid moest verwachten, dit bewijst
dus, dat er plaatselijke aantrekkingskrachten werken, voortkomende
uit meerdere of mindere dichtheid, \'t Is daarom noodig om den slin-
ger op zeer vele ver van elkander liggende punten toe te passen
zoo als Sabine deed in het noorden, toen hij Ross in 1818 op zijne
noordpoolexpeditie vergezelde, en naderhand op verschillende punten
van den Atlantischen Oceaan.
Gaan wij thans de verschillende afmetingen na van onzen Aardbol.
De straal der middellijn is volgens Bessel en Airy G.-J77.4 kilonie-
ters, volgens anderen (>.\'578.2, volgens Littrow 6366.3 kilometers. De
straal langs de polen meet volgens Besscl 6356.1, volgens anderen
6356.4 kilom., zoodat de afplatting aan iedere pool ongeveer 21 kiloin.
bedraagt. Het verschil dus tusschen den straal op den evenaar en den
straal op de pool geeft de afplatting te kennen, zoodat men ,J, van
den straal verkrijgt.
Op den afstand der naastbijzijnde planeten zou zulk cenc geringe
afplatting aan de nauwkeurigste metingen ontsnappen. Om ons een
juist begrip van de poolafplatting te vormen, moeten wij ons de Aarde
voorstellen als een bol van één palm middellijn, dan zou de afplatting
aan de polen slechts 1.66 streep bedragen, zoodat het oog die ter
nauwernood zou kunnen bemerken. Wat beteekenen nu volgens die
maat de oneffenheden van bergen en valleien op de oppervlakte der Aarde.
De Kunchinjunga en de Gaurisankar, die beide reuzen van liet Uinielava-
gebergte, de hoogste bergen van onze Aarde zouden, afgebeeld naar
evenredigheid op een bed van één palm middellijn, slechts \'/» vaneene
streep bedragen en de Mont-Blanc nauwelijks V» gedeelte van cene streep.
De bergketenen van mindere hoogte zouden onzichtbaar zijn. De grootste
diepten van den Oceaan zouden nauwelijks eene streep onder de opper-
vlakte van den bol wegzinken, en het luchtomhulsel, dat onderden naam
van dampkring onze Aarde omgeclt, zon slechts eene laag vormen van 5
-ocr page 152-
120
strepen hoogte. Plaat XVIII, Fig. 3 toont op eenc grootere schaal
de onderlinge afmetingen der bergen en de hoogte van den dampkring,
de diepte van den Oceaan en de vooronderstelde dikte van de aard-
korst \'. Om de hier afgebeelde afmetingen te verkrijgen zou men een
bol moeten hebben van 12,75 meters, middellijn. De oneffenheden
o}) onze Aarde worden soms vergeleken met de ruwe schil van een
oranjeappel; die vergelijking houdt echter geen steek, want als onze
Aarde verkleind was tot de grootte van een oranjeappel, zou het oog
er geene afplatting of ruwheid aan ontdekken.
Bij de talrijke metingen, welke hebben plaats gehad, is men tot de
overtuiging gekomen, dat de vorm der Aarde nog andere onregelma-
tigheden heeft. Zoo heeft men bevonden, dat alle meridiaancirkels niet
aan elkander gelijk zijn, en evenzoo dat de afplatting aan iedere pool
niet even groot is, en eindelijk dat de evenaar, welke wij rond vooron-
derstelden, integendeel langwerpig rond is.
De groote as van den evenaar meet 12756.5 kilom. en de kleine as
12753.5 kilom., hetgeen een verschil oplevert van 3 kilom. of eene afplat-
ting van ïj\'sj, 14 maal minder dus dan de afplatting aan de polen\',
zoodat onze Aarde een onregelmatigen elliptischen vorm heeft met
drie assen, verschillend in lengte.
De bouw van onze Aarde en de geologische natuur van de aard-
korst en de daaronder liggende kern behooren niet tot het bestek van
dit werk, daar wij de Aarde alleen als hemellichaam beschouwen; dit
alleen mogen wij in herinnering brengen, dat de tegenwoordig aange-
nomen hypothese over den oorspronkelijk vloeibaren toestand onzer
Aarde eene bevestiging vindt in de afplatting. Ieder draaiend vloeibaar
lichaam neemt den vorm aan van een langwerpig rond en wordt afgeplat
aan de polen van de as, om welke de beweging plaats vindt.
\' Men kent de hoogte van den dampkring volstrekt niet met zekerheid. Wanneer men
de lichtverschijnselen van de avondschemering in aanmerking neemt, schat men zijne
hoogte op 60 kilom. Liais echter schat dezelve op 340 kilom., en de hoogte waarin
de meteoren door wrijving in onzen dampkring ontvlammen , schijnt de laatste be-
wering van Liais te bevestigen.
De dikte der aardkorst schat hy op 40 kilom., wat echter eene bloote vooronder-
stelling is, welke men afleidt uit de toenemende warmte in de Aarde.
: De stand der assen aan den evenaar is als volgt.
I 12<\'3\' W. Lengt. Congo.
Polen der gr. as 1
                          s
I 192»3 W. Lengt. Sandwich eilanden.
I 102° W. Lengt. Sunda Archipel.
Polen der kl. as „„
        n , 8 T J           *
I 78» O. Lengt. Landengte v. Panama.
-ocr page 153-
121
Onder de planeten, welke wij beschouwen moeten, zullen wij er velen
aantreffen afgeplat evenals de Aarde en met grootere afplattingen, want
hoe sneller de beweging, hoe grooter de afplatting.
Nog een woord over den vorm en de afmeting der Aarde, waardoor
wij een juist begrip krijgen over haren bolvorm. Wanneer men zich
van een zeker punt verwijdert, daalt men ook onder den horizon van
dat punt, zoodat als men één graad of 111 kilom. ver zich verwijderd
heeft, men zich 971 meters onder den horizon van dat punt bevindt,
afgezien namelijk van de helling of de oneffenheden van het terrein.
Wanneer de horizon van Leiden b.v. in eenc rechte lijn tot over Gro-
ningen werd getrokken, dat op ruim een graad afstand van Leiden ligt,
dan zou Groningen 1035 meters onder den horizon van Leiden liggen.
Door de afplatting aan de polen is de lengte van een meridiaancirkel
ongeveer 07 kilom. korter dan de omtrek om den evenaar. De eerste
is dus lang 40.003.414 meters, de tweede 40.070.376 meters, in ronde
getallen dus 5400 Geogr. mijlen. Uit de voorgaande getallen volgt dus
dat de oppervlakte der Aarde\' ongeveer 0.282.600 D Geogr. mijl is
of 510.000.000.000.000 d meters. Ons vaderland is ongeveer 600 a
mijlen groot en dus het Vum gedeelte van de oppervlakte des aardbols.
Van die verbazende oppervlakte beslaan de zeeën meer dan drie vierde
gedeelte, 383.260.000.000.000 d meter zee en 126.640.000.000.000 o me-
ter land. Opmerkelijk is het dat het eene halfrond der Aarde het land
bevat, terwijl het andere halfrond bijna geheel door de zee wordt
ingenomen.
Wanneer men de grootte en de zwaarte der Aarde berekent, ver-
krijgt men getallen, waarover men moeielijk ecnig begrip kan maken,
zooverre gaan zij onze verbeelding te boven.
Een lichaam, duizend ellen hoog, breed en lang, is een kubiek ki-
1 Om de oppervlakte of den inbond van een kogel te berekenen moet men kennen
de middelljjn of wel de lengte van den omtrek, want middeliyn, omtrek, opper-
vlakte en inlioiul staan in bepaalde verhoudingen tot elkander.
a)   De middeliyn staat tot den omtrek als 1 : 3,1415\'J; wanneer men dus de mitl-
dellnn vermenigvuldigt met 8,14169 verkrijgt men den omtrek.
b)  De oppervlakte is gelijk aan bet product van de middeliyn met den omtrek, dan
verkrügt men de oppervlakte in vierkanten.
o) De inhoud is geiyk aan het produkt van de oppervlakte met een zesde deel van
de middeliyn of een derde van den straal, dan verkrygt men den inhoud uitgedrukt
in kuben.
-ocr page 154-
122
lometer. Welnu de Aarde bevat 1D.695.00O.0OO.O0O zulke kubieke
kilometers.
Door verschillende proefnemingen en lange berekiugen, waarover wij
in het derde deel van dit werk nader spreken zullen, is men tot
eene bepaling geraakt over de middelbare dichtheid der Aarde. Om-
dat de verschillende lagen der Aarde dichter zijn, naarmate zij meer
bij liet middelpunt liggen, kan men slechts van middelbare dichtheid
spreken. Die dichtheid, of\' met andere woorden, die zwaarte is meer
dan ii en een half maal de zwaarte van water (ö.GS).
Daaruit de zwaarte der gansche Aarde berekend, komt men tot het
verbazend getal van ongeveer 13 quadrilloenen ponden
13 (KXhOOO fKX).00d 0(X).000 000.<XX>.
De dampkring, welke onze Aarde omringt, tot eene niet met zeker-
heid bekende hoogte, maar die zich zeker verder dan 60 kilom. uitstrekt,
drukt met een gewicht op onze Aarde, gelijkstaande met eene laag
water van 52 voet.
Zulke afmetingen heeft de Planeet, die ons tot woonplaats strekt.
Wat zijn, enkel onder het opzicht van stof, daarmede vergeleken de
werken der menschen, waarop men vaak zoo trotsch is.
En toch, die verbazende bol is slechts een druppel aan een emmer
in vergelijking met de Zon; een punt verloren in de ruimte, welke
door ons Zonnestelsel wordt ingenomen.
Wie kan zich een begrip vormen over de diepte der hemelruimte,
wanneer wij later zien zullen, dat zelfs ons gansche zonnestelsel, waar-
van onze Aarde een stip is, gelijk is aan een nietig stofje, vergcle-
ken met het zichtbare Heelal.
Handelende over de zwaarte van den dampkring, bespraken wij een
pont van enkele weetgierigheid. De drukking evenwel, welke dat
vloeiend omhulsel uitoefent op ieder deel der aardoppervlakte en op
de wezens, die er zich op bewegen, is van meer gewicht, want de
dichtheid van den dampkring, de wet waarnaar die dichtheid naar
boven toe afneemt, zijn feiten die in innig verband staan met de tem-
peratuur der Aarde, maar gelang harcr hoogte in verband met haar
klimaat en dus ook met het dierlijk- en plantcnlcven op den omtrek.
Er bestaat echter een niet minder nauw verband tusschen het gas-
achtige hulsel, waarin wij ons bevinden, en de wijze waarop de licht-
stralen er door heen dringen.
-ocr page 155-
123
Een lichtstraal plant zich al golvend in cene rechte lijn voort, tel-
kens wanneer het midden, waardoor hij heen gaa,t, cene in al zijne
deelen, gelijke dichtheid hezit. Het voorwerp, waaruit de lichtstraal
ons oog treft, is dus daar waar wij het zien, in eene rechte lijn van
ons oog.
Maar als de lichtstraal, voordat hij ons oog bereikt, een midden
moet doordringen, dat niet overal gelijke dichtheid bezit, dan wordt
daardoor de straal uit zijne rechtlijnige richting gebracht, en het voor-
werp is dus niet daar, waar wij het zien. Dat verschijnsel heeft plaats
in onzen dampkring en wordt straalbreking of refractie van den
dampkring of ook wel damp heffing genoemd, omdat de voorwer-
pen hooger schijnen te staan.
Wanneer in S en D (zie Fig 13) twee sterren staan, dan wordt
(Flg. IS.) Straalbreking van den dampkring en haar invloed op den
stand der sterren.
de lichtstraal, uit de fijne ether in den dampkring der Aarde komende ,
gebroken en uit zijne richting gebracht, en omdat de dampkring uit
lagen bestaat van onderscheidene dichtheid, grijpt er eene voortdu-
rende breking in dien straal plaats, voor hij het oog van den waarne-
mer in W treft; deze ziet dus de beide sterren niet in S en D, maar
in S\' en D\'.
Hoe lager aan den horizon hoe grootere breking, in het Zeuith,
alleen in Z bestaat geene refractie.
De sterrenkundigen hebben zich alle moeite gegeven om nauwkeurige
refractietafels te berekenen ten einde daardoor den schijnbaren stand in
den waren te kunnen veranderen. De tafels door Bessel samengesteld zijn
-ocr page 156-
124
de besten. Aan den horizon echter is de straalbreking aan zoovele
onregelmatigheden onderworpen, dat zij niet met juistheid kan bepaald
worden. Hieronder voegen wij eene tafel der straalbreking van den
horizon tot in het Zenith.
Op
hoogte
bedraagt de Refractie
33\' 47".9.
n
1
Tl
n
n
n
24\' 22",3.
n
2
••
»
rt
n
18\' 23",1.
Tl
3
»
r
••
n
14\' 28%7.
n
1
n
n
T)
n
11 4H",8.
n
5
■■
n
n
n
9\' 54", 1.
n
10
n
r
n
n
5\' 20",0.
n
20
n
-
n
n
2\' 38",9.
n
30
n
Tl
Tl
T)
1\' 40",7.
n
40
n
Tl
n
n
1\' 9"4.
n
."•o
Tl
n
n
»
0\' 48",9.
n
60
Tl
V
n
n
0\' 34".
n
70
"
n
n
V
0\' 21".
n
80
Tl
n
n
V
0\' 10".
n
90
n
••
n
n
0\' ü"0.
Die straalbreking is van groot belang voor de sterrenkundige waar-
nemingen, omdat men de sterren niet op hunne plaats ziet, en omdat
dit verschil van plaats ook niet hetzelfde is voor alle plaatsen, want
hoe dikker dampkring hoe meer straalbreking.
Daaruit volgt, dat men de Zon en de Maan reeds boven den ho-
rizon ziet, wanneer deze namelijk er zich nog onder bevinden. Door
die refractie wordt dus ook de dag verlengd, zoowel des morgens als
des avonds, en de lichtstralen verlichten nog den dampkring, wanneer
de Zou reeds voor ons oog is ondergegaan, en hierdoor wordt de
morgen- en avondschemering voortgebracht.
Waarnemingen en berekeningen hebben geleerd, dat, wanneer de
Zon meer dan 18° onder den horizon is gedaald, hare stralen onzen
dampkring niet meer treffen, en dat is dereden, waarom in de kortste
nachten de schemering niet van den hemel wijkt, omdat de Zon des
midderiiachts niet lager dan 18° onder den horizon staat, en hare stra-
len dus voortdurend boven onzen horizon den dampkring treffen.
Voegen wij hier nog bij dat, dewijl de dampkring, welke ons
omgeeft, de zonnestralen opvangt, breekt en verspreidt, hij daardoor
voor ons een lichtend hulsel wordt, dat des daags den sterrenhemel
-ocr page 157-
12Ó
voor het ongewapende oog verbergt. Zonder dat verspreide licht zou ons
de heinelruimte in plaats van donker blauw, integendeel donker zwart
toeschijnen, en op dien somberen grond zouden wij bij vollen dag de
sterren zien schitteren.
§ 2. Aswenteling der Aarde. — Hare gelijkvormigheid en duur. — Verschil tusschen
sterren- en zonnedagen. — Snelheid der omwenteling op verschillende breedte-
graden. — Wat er gebeuren zou , wanneer die omwenteling eensklaps ophield. —
Bewijzen voor die omwenteling.
De Aarde wentelt om hare as in 80164 seconden of 23 ur. 56 min.
4 sec. middelbare tijd. De duur van eene gansebe omwenteling is dus
230 seconden korter dan een middelbare dag van 24 uren, en die ge-
heele omwenteling maakt een sterrendag, die den grondslag is van den
astronomischen tijd en de regeling van den burgerlijken tijd.
Iedereen kent bet verschijnsel der dagelijksche beweging, de schijn-
bare beweging namelijk van den sterrenhemel, waardoor de ware be-
weging onzer Aarde om hare as bewezen wordt. Iedereen ziet Zon,
Maan en sterren op- en ondergaan, die allen gelijkvormige bogen aan
den hemel beschrijven rondom een punt, dat alleen in die bewe-
ging niet schijnt te deelen, maar onbeweeglijk blijft op eene be-
paalde hoogte boven den horizon, de pool genoemd. Die schijnbare
beweging geschiedt zooals wij zien, van het Oosten naar het Wes-
ten, en komt voort uit de ware beweging der Aarde van het Wes-
ten naar het Oosten.
Wat echter minder bekend is, is het verschil dat er bestaat tusschen
een zonnedag en een sterrendag. De sterrendag behoudt gedurende eene
lange reeks van eeuwen\' dezelfde lengte, maar de zonnedagen zijn
in den loop van een jaar verschillend in lengte.
Wanneer wij met behulp van een kijker, die op den meridiaan :
gericht is, het oogenblik waarnemen, dat eene ster die lijn voorbijgaat,
1 In het derde deel zullen wü zien, dat de duur van de omwentelingder aarde niet
volstrekt onveranderlijk is, maar eeuwen moeten voorbij gaan, opdat die verandering
merkbaar is.
* Men noemt meridiaan de denkbeeldige ljn, die van eene plaats uit het Noor-
den door het Zenith naar het Zuiden wordt getrokken. Wanneer eene ster die l(jn
voorbjjgaat, is zü in het hoogste punt van haren dagboog, die zij aan den hemel be-
■chrtlft. Men noemt dien doorgang door den meridiaan culminatie.
-ocr page 158-
I2ii
dan zal men ontdekken, dat diezelfde ster telkens 8G164 seconden
of 23 ur. 5G min. 4 second. na de eerste waarneming opnieuw dien
meridiaan doorgaat, wanneer namelijk het uurwerk, dat wij gebrui-
ken, op den middelbaren tijd geregeld is.
Richt men echter den kijker op het middelpunt der Zon, dan zal
dat middelpunt niet altijd na hetzelfde tijdsverloop in den kijker terug
keeren, maar dan verkrijgt men de volgende uitkomsten:
1". De duur tusschen twee en meer op elkander volgende doorgan-
gen is niet gelijk, zooals wij bij de sterren opmerken; aan dien
duur heeft men den naam van zonnedag gegeven, en dus zijn niet
alle zonnedagen van hetzelfde jaar even lang. 2U. De Zon komt later
door den meridiaan dan eene ster; gemiddeld blijft zij iedereu dag
3 min. :")(} sec. (middclb. tijd) ten achter, met andere woorden, de mid-
delbare duur van een zonnedag is 24 uren.
Ziedaar feiten, wier oorzaak wij thans moeten nagaan. Omdat de
duur van een sterrendag onveranderd blijft, en dit het geval niet is
met een zonnedag, zoo strekt de eerste om den tweeden te regelen, en
daarom regelen de sterrenkundigen hunne uurwerken op den sterretijd\'.
De oorzaak dier verschijnselen is zeer eenvoudig.
De Aarde heeft twee voorname bewegingen, zooals alle andere
planeten: ééne waardoor zij oin hare as wentelt, en ééne waardoor zij
om de Zon loopt. Hare omwenteling is steeds van gelijken duur,
want de «as, om welke die wenteling plaats heeft, behoudt immer ge-
durende den loop der Aarde om de Zon dezelfde richting. In bctrek-
king tot de sterren, wier afstand in zekeren zin oneindig is, schijnt
het alsof de Aarde onbeweeglijk blijft, omdat, met betrekking tot
den afstand der sterren, de gansche baan, welke de Aarde om de
Zon beschrijft, tot in één punt samenkrimpt. Er heeft dus eene ge-
hecle omwenteling plaats gehad, wanneer (zie PI. XIX, Fig. 2) eene
ster E, die zich in den meridiaan AOIi vertoont, ten tweede maal
in dien Meridiaan A\' O\' IJ\' komt, want de omwentelingsas heeft dezelfde
richting behouden. Dit noemt men den duur van een sterredag.
Een zonnedag echter is, zooals wij zien zullen, langer. Vooron-
1 Een sterrendag verdeelt men even als een zonnedag in 21 uren, ieder uur in 00
minuten en iedere minuut is 00 seconden. Die ongelijkheid der zonnedagen i» de reden,
dat men een denkbeeldigen dag genomen heelt. Men vooronderstelt een Zon, die juist
na 21 uren door den meridiaan gaat, die Zon noemt men middelbare zon en den dag
middelbaren dag. Ken middelbaar uur is dus iets langer dan een sterrenuur.
-ocr page 159-
H..WT XIX
|)K STKIiKK.MVKIiï.l.D
rio. I l)i\' aarde uil de hemelruimte bezien.
i\'i\'ï \'.\' Verklaring van liet verschd (ussrhen een sterrendajJ on een zonnedajj
-ocr page 160-
127
derstellcn wij eens, dat wij (Plaat XIX, Fig. 2) het oogenblik heb-
ben waargenomen, dat de Zon in S met haar middelpunt den meri-
diaan B O A is doorgegaan, terwijl wij om middernacht, dus juist in
tegenovergestelde richting der Zon, eene ster in E hebben waargenomen.
Wanneer er nu een sterrendag verloopen is, heeft de Aarde zich op
hare baan verplaatst van O naar O\', terwijl de meridiaanlijn BOA
dezelfde richting heeft behouden BOA\', dan merken wij op, dat de
waargenomen ster om middernacht weer juist in den meridiaan
B\' O\' A\' in E staat, maar de Zon staat om 12 ure niet in den me-
ridiaan, en moet de hoek S O A\' nog maken om daar te komen. \'
Het verschil van sterren- en zonnedag vindt dus zijne oorzaak eens-
deels in het verschil van afstand van de sterren tot de Aarde, ver-
geleken met den afstand tot de Zon, want voor de Sterren is de
verplaatsing der Aarde om den afstand nul, en anderdeels in de om-
wentelingsbeweging der Aarde om de Zon.
De as, welke door de polen der Aarde gaat, behoudt hare onveran-
derlijke * richting naar den heniel; omdat de Aarde zich in het wereld-
ruim verplaatst, zou bare as, die steeds evenwijdig met zich zelve
blijft, ook een ander punt aan den hemel moeten innemen; maar de
sterren zijn op zulk een verbazenden afstand geplaatst, dat de gan-
sche middellijn van den aardschen omloop, niet betrekking tot dien
afstand, geene breedte heeft, en daarom is het voor ons, alsof de as
der Aarde immer naar hetzelfde punt van den hemel is gericht.
Omdat de Aarde bolvormig is en met eene gelijke snelheid om eene
denkbeeldige as wentelt, volgt daaruit, dat niet alle deelen der
aardsche oppervlakte dezelfde snelheid van beweging hebben. Aan de
beide polen is die beweging nul, maar die snelheid neemt toe hoe meer
men den aequator nadert, omdat daar de afstand van de omwentclings-
as het grootste is. In 24 uren beschrijft een punt op de breedte, waarop
wij wonen, een gansehen cirkel, evenzoo als in dien tijd, een punt
op den aequator en een punt op IJsland ook een cirkel beschrijft; maar
omdat die verschillende aan elkander evenwijdig loopende cirkels niet
\' Die hoek is juist gelijk aan den hoek, welke de IHn zou maken, die de middelpunten
der Aarde en der Zon met elkander zou verbinden; die ljjn noemt men devoerstraal
of radius vector der Aarde.
5 WH zullen later zien, dat het slechts eene betrekkelijke onveranderlijkheid is,
want de aardpolen verplaatsen zich \'s jaarlijks een weinig, en veroorzaken daardoor
het verschijnsel, dat men vooruitgang der ecennachten ol\' praecessie no emt.
P
-ocr page 161-
128
allen cvenlang zijn, volgt daaruit dat het punt in den cirkel, die het
langste is, en dus op den aequator, de grootste snelheid bezit. Op den
aequator wentelt dus een punt van de oppervlakte met eene snelheid van
4(i4 nieters in de seconde. Voor ons is die snelheid ongeveer 300
meters en voor IJsland 200 meters.
Bij de gedachte dat wij met zulk eene duizelingwekkende vaart met
de Aarde rondwentelen, komt de vraag hij ons op, hoe het komt dat wij
die beweging niet bemerken? en de eenvoudige reden is, omdat de
gansche Aarde met den dampkring, waarin wij ons bevinden, in die-
zelfde beweging deelt, en wij dus geen onbeweeglijk voorwerp in onze
nabijheid hebben, waaraan wij die beweging kunnen waarnemen. Die
verbazende snelheid, die toeneemt naarmate wij den aequator naderen,
zou oorzaak zijn van de verschrikkelijkste gebeurtenis, welke men kon
uitdenken, wanneer namelijk die wenteling der aarde eens plotseling
ophield. Zulk eene gebeurtenis was de ondergang van alle bewerk-
tuigde wezens op aarde, die door zulk een schok verbrijzeld en ver-
teerd zouden worden; want llehnholtz heeft berekend, dat als de om-
wentel ingskracht der aarde door een plotselingen stilstand in warmte
overging, er eene hitte ontwikkeld zou worden, voldoende omlöbol-
len kool, zoo groot als onze Aarde, te verteeren. Die berekening doet
ons de verbazende bewegingskracht der Aarde kennen, alleen uit hare
omwenteling voortkomende.
Die wenteling der Aarde om hare as werd door de ouderen wel
gegist, maar eerst door Copernicus in 1543 wetenschappelijk bewezen.
In zijn onsterfelijk werk: De revolut\'wnibus orhium coelestium legde de
Kanunnik van Frauenburg het ware stelsel der wereld neer, gegrond
op den bctrekkelijken stilstand der Zon, en op de beide wentelende
en voortgaande bewegingen der Aarde, die eene plaats onder de planeten
werd aangewezen.
Het Kopeniikschc stelsel maakte veel opzien, en werd evenals alles,
wat nieuw is, niet aanstonds erkend en aangenomen. Tegenwoordig
gelooft niemand meer aan den stilstand der Aarde, en de bewijzen
voor die wenteling zijn zoo talrijk en doorslaande, dat wij er hier slechts
eene korte optelling van geven.
Wij kunnen ze splitsen in indirecte en in meer directe bewijzen.
Indirecte bewijzen:
1. De overeenkomst met alle andere hemellichamen. Wij hebben
reeds gezien, dat de Zon, Mercurius en Venus eene omwentelingsbewe-
-ocr page 162-
129
ging bezitten, en weldra zullen wij vernemen, dat evenzoo de Maan,
Mars, Jupiter en Saturnus om hunne assen wentelen. Hoe onwaar-
schijnlijk dat alleen de Aarde eene uitzondering zou maken.
2.   De groote onwaarschijnlijkheid, zoo niet onmogelijkheid, dat Zon,
planeten en vaste sterren in 24 uren den cirkel rondom onze Aarde
zouden maken, en dat zou plaats moeten hebben, wanneer de Aarde
stil stond. Dit zou in de sterren eene snelheid vooronderstellen, die
ongerijmd zou worden. De Maan zou in die vooronderstelling iedere se-
conde 23.000 meters doorloopen, Jupiter 4.600.000, Saturnns 88.000.000,
de Zon 9.2<>0.(XJO meters in iedere seconde. De dichtstbijzijnde vaste ster
zou in eene seconde 2.200.000.000.000 nieters moeten doorloopen, en
de kleine teleskopischc sterren zouden in iedere seconde nog 160.000
maal zooveel nieters doorloopen als de dichtstbijzijnde vaste ster. En
welken weg moesten de nevelsterrcn dan wel afleggen ? Dit zou in het
ongerijmde komen.
3.  Wanneer de Aarde stil stond, moest in haar de kracht aan-
wezig zijn om al de hemellichamen in ondenkbare verte in hunne
banen te doen omloopen. Zulks is echter onmogelijk, daar een lichaam,
om de kracht te hebben anderen om zich te doen loopen, zwaarder
zijn moet dan al de anderen te zamen, anders wordt het door dezen
aangetrokken en met hen voortgesliugerd.
Directe bewijzen:
1. Ieder lichaam maakt niet de Aarde tegelijk eene wentelende be-
wcging van het Westen naar het Oosten. Hoe hooger dat lichaam
geplaatst is hoe sterker beweging naar het Oosten het ondervindt,
omdat de cirkel, welke het doorloopen moet, grooter is dan wan-
neer het op de oppervlakte van de Aarde was geplaatst. Om die
sterkere beweging moet dus een lichaam, dat van eene aanzienlijke
hoogte op de Aarde valt, niet loodrecht maar iets meer naar het Oosten
vallen; gebeurt dit, dan is het een bewijs, dat de Aarde van het Westen
naar het Oosten wentelt. lJcnzenberg in Hamburg was de eerste,
die er de proef van nam, en een tal van waarnemingen hebben de
wenteling der Aarde bewezen; daardoor werd tevens eene nioeielijk-
heid uit den weg geruimd, welke Ptolomeus en Tycho Brahé tegen
de wenteling der Aarde opperden. Als de Aarde wentelt, meenden
zij, dan moest een in de hoogte geworpen steen westwaarts neer-
vallen, en wel aan den aequator 4C>4 meters, omdat de Aarde in
ééne seconde zoo veel oniweutelt, en omdat dit niet zoo is, maakten
9*
-ocr page 163-
130
zij liet besluit, dat de Aarde niet orawentelde. Maar zij dachten niet,
dat de opgeworpen steen in de wentelende beweging der Aarde deelt,
en verbonden niet de aantrekkingskracht der Aarde, daardoor cene
diagonaal-beweging verkrijgt.
2.   De afplatting aan de polen is evenzoo een direct bewijs voor
de wenteling der Aarde, want die afplatting kan alleen ontstaan door
eeDC snellere beweging aan den aequator. Daaruit berekende Newton,
die door de graadmeting die afplatting nog niet kende, op eenejuiste
wijze, dat de Aarde afgeplat zijn moest aan de polen.
3.  De slingerbeweging, welke men gebruikt om de afplatting aan
de polen te meten, toont, zooals wij vroeger zagen, eene verminde-
ring aan de polen: omdat men dichter bij het middelpunt is, is de
aantrekkingskracht sterker en de slingeringen worden sneller. Naarmate
men mi den aequator nadert, wordt de aantrekkingskracht der Aarde
minder dan aan de polen en dus de slingeringen langzamer; maar
die vermindering van aantrekkingskracht staat niet in verhouding met
de afplatting, die slechts Vwo bedraagt. Er moet dus eene andere kracht
zijn, die aan den aequator invloed heeft op die verminderde aantrek -
king, en deze kan niet anders zijn dan de omwenteling, die op den
aequator veel grooteren sneller is dan aan de polen, en daardoor op
den aequator veel meer de aantrekkingskracht der Aarde tegenwerkt
dan aan de polen. Men heeft die invloed der omwenteling op de
zwaartekracht berekend op Va».
4.  Het duidelijkst wordt de wenteling der Aarde bewezen uit de
slingerproeven, welke Foucault het eerste bezigde. Wanneer een lange
slinger in beweging wordt gebracht, dan moest, in de vooronderstelling
dat de Aarde stil stond, de slinger in cene onveranderde richting zijne
beweging blijven voortzetten. De waarneming echter leert, dat de slinger
van richting verandert en wel van het Oosten naar het Westen afwijkt,
met betrekking tot de Aarde, maar niet met betrekking tot eene vaste
ster buiten de Aarde, hetwelk dus een tastbaar bewijs oplevert, dat
de Aarde onder den slinger van het Westen naar het Oosten wentelt.
5.  Ook de passaatwinden, die in onveranderde richting van het Noord-
Oosten en van het Zuid-Oosten naar den aequator stroomen, zijn een
direct bewijs voor de omwenteling der Aarde. De passaatwinden vinden
hunnen oorsprong hierin. Onder den evenaar wordt de lucht aanhou-
dend en sterk verhit door de zonnestralen, daardoor wordt zij lichter
en stijgt dus naar boven, nu stroomt de koude lucht van de beide
-ocr page 164-
131
polen naar den evenaar, oin de plaats in te nemen der dunnere en zoo
zeer verhitte lucht. Wanneer nu de Aarde stilstond, zou die lucht-
stroom plaats hebben recht uit het Noorden en uit het Zuiden naar
den aequator, maar omdat de verschillende luchtlagen, naarmate van hun-
nen afstand van den aequator, minder snelle beweging hebben dan de
lucht op den aequator, zal bij eenc verplaatsing dier koudere lucht die
beweging ook langzamer zijn; die stroom moet dus om de wentelende
beweging der Aarde achter blijven en zal dus met betrekking tot den
evenaar, in het noordelijk halfrond eene Noord-Oostelijke en in het
zuidelijk halfrond eene Zuid-Oostelijke richting aannemen.
Uit die omwenteling der Aarde volgt ook noodzakelijk de omloop;
beide bewegingen zijn zoo nauw met elkander verbonden, dat de eene
zonder de andere niet bestaan kan. Verbeelden wij ons eens, dat de
Aarde niet om hare as wentelde, dan zou er noodzakelijk uit volgen,
dat ieder van hare declen een halfjaar lang dag en een halfjaar lang nacht
moest hebben; het punt waar de dag aanbrak zou de grootste koude
hebben, omdat het een halfjaar de verwarming der Zon had gemist,
maar omdat koude doet inkrimpen en meerdere zwaarte geeft, zou
de nachtzijde der aarde veel zwaarder zijn dan de dagzijde, die door
de warmte uitgezet dus lichter zou wezen, er zou dus overwicht be-
staan aan de eene zijde, en daaruit volgt noodwendig eene draaing.
Eene andere reden voor de omwenteling volgt hieruit: het punt, dat het
dichtste bij de Zon is, alzoo op den aequator, wordt het meest door
de Zon aangetrokken en dus meer dan de andere doelen tegengehouden,
ook daaruit moet de omwenteling ontstaan, \'t Is dezelfde reden waarom een
kegclhal en een kanonskogel in hunne vaart omwentelen, omdat de on-
derste deelen tegengehouden worden of door den grond, waarop hij rolt,
of door de aantrekkingskracht der Aarde. Hierdoor begrijpen wij tevens,
waarom de grootc planeten snellere omwenteling bezitten dan de kleinere.
§ Wenteling der Aarde om de Zon. — Elementen dier loopbaan. — Snelheid der
verplaatsing. — Schijnbare jaarlijksche beweging der Zon langs het hemelgewelf,
uitlegging. — De middelbare dag en middelbare sterrentijd. — Tropisch jaar. —
Jaargetijden, verschil in lengte. — Verschil in duur van dag en nacht, volgens
de breedte en de verschillende tijdperken des jaars. — Verschillende streken en
klimaten. — Bestendigheid der (dementen van de aardsche loopbaan. — Bewijzen
voor de loopbaan der Aarde om de Zon.
De loopbaan, welke de Aarde in een jaar om de Zon beschrijft, is
een langwerpig rond vlak, dat wil zeggen, dat die baan in een vlak
-ocr page 165-
132
ligt, dat door het middelpunt dier beide hemellichamen gaat; dat
vlak van hare loophaan noemt men den ecliptica.
Evenals alle planetenbanen, is de aardsche loopbaan eene ellips,
wier eene brandpunt door de Zon wordt ingenomen, en wier afinetin-
gen door de volgende getallen worden uitgedrukt.
Afstand in het Perihel.....0.98323.
Halve gr. as of midd. afst.. . . 1.00000.
Afstand in het Aphel......1.01077.
De exentr. der loopb......0.01677.
Dit zijn de onderlinge betrekkelijke afmetingen, die den vorm der
loopbaan aanwijzen, en dus aantoonen in welke afstanden de Aarde
zich van de Zon bevindt; diezelfde afmetingen uitgedrukt in aardstra-
lcn of in kilometers zijn de volgenden:
Aardstralen. Kilometers. Mill. G. M.
Afstand in liet perih. . . 23(554 of 150.584310 20.33
Halve groote as.....240(52 „ 153.11)1574 20.68
Afstand in het aphel. . 244(57 ,. 155.769210 21.03
Het verschil van afstand in het perihel. of het aphel. bedraagt dus
5.184900 kil. of 814 aardstralen.
De ganselie loopbaan der Aarde heeft eene lengte van ongeveer 930
millioen kilometers, welke onze Aarde doorloopt in 365 dagen, 6 uren,
9 min., lOVs seconde.
Dagelijks doorloopt zij dus gemiddeld 2.544200 kilom., dat is 106020
kibn. in het uur en 29.450 meters iedere seconde; eene snelheid, die
bijna 60 maal die van een kanonskogel overtreft, want deze vliegt in
de eerste seconde slechts 500 meters ver.
Die snelheid is echter veranderlijk, zij neemt af naarmate de Aarde
zich verder van de Zon verwijdert, neemt daarentegen toe naarmate
zij in haar perihelium komt; zoo is hare snelheid, wanneer zij het verst
van de Zon en dus in haar aphelium is 28.960 meters iedere seconde,
en in haar perihelium 30.000 meters.
Terwijl dus de Aarde eenmaal om hare as wentelt, doorloopt zij te-
gelijk een afstand 200 maal zoo lang als hare middellijn is.
Een punt op den aequator doorloopt, zooals wij vroeger zagen, in
de wenteling der Aarde 4(54 meters iedere seconde, maar in diezelfde
seconde vliegt de aarde op hare baan voort met eene snelheid, die (53
maal grooter is, want zij legt in datzelfde oogenblik 29.650 meters af.
Wanneer men zich nu verbeeldt én de afmetingen én de verbazende
-ocr page 166-
133
massa der Aarde, dan gaat zulk eene wondcrvolle snelheid verre boven
het menschelijk begrip. Twee natuurkundigen Helmholtz en Mager
hebben eene berekening gemaakt, die ons verstand ter hulpe komt bij
de gedachte aan zulk eene snelheid. Zij hebben de warmtekracht be-
rekend, die er ontwikkeld zou worden, wanneer de aarde plotseling
op hare baan stilstond, hetgeen gelijk zoude staan met een verschrik-
kclijken schok, en dan bevinden zij dat de hitte, die dan ontstaan
zou, niet alleen genoegzaam zoude wezen om den ganschen aardbodem
te doen smelten, maar dat het grootste gedeelte eensklaps in damp en
gas zou overgaan.
De omwentelingsbeweging blijft zich steeds gelijk, maar omdat de
snelheid van den omloop, zooals wij boven reeds aanmerkten, ver-
anderlijk is, volgt daaruit, dat alle zonncdagen niet even lang zijn,
dat wil zeggen, dat de tijd, die er verloopt tusschen twee op elkan-
der volgende meridiaan-doorgangen der Zon, verschillend is volgens
de plaats, welke de Aarde op hare baan inneemt, want dan eens
doorloopt de Aarde grooter boog van hare baan dan de middelbare,
dan eens kleiner boog.
Wanneer wij ons dus in het burgerlijk leven naar de zon regelden,
zou de eene dag langer de andere korter zijn, en daarom heeft men
zijne toevlucht genomen tot eene denkbeeldige zon, die juist in 24 uren
den meridiaan doorgaat; daarnaar wordt nu de tijd berekend, dien wij
middelbaren tijd noemen. Om dus den middelbaren tijd te vinden op
het oogenblik, dat de ware zon den meridiaan doorgaat, is het soms
noodig er eenige minuten bij of af te doen; dit noemt men tijdsver-
effening of tijdsgclijking lijdsaequalie. Op vier verschillende tijdstip-
pen is de ware tijd met den middelbaren tijd overeenstemmend;
namelijk den 15 April, den 1(5 Juni, den 2 September en den 21 Deccm-
ber. Om dit duidelijk te maken geven wij hieronder eene tafel wan-
neer en hoeveel wij bij of van den waren tijd, (d. i. wanneer de zon
door den meridiaan gaat) moeten bij of afdoen om den middelbaren
tijd te vinden.
-ocr page 167-
134
MAAND.
DAT.
MIN.
M LJ Mi.
DAT.
MIN.
10
Bijvoegen
8
10
Bijvoegen
5
Januari
20
n
12
Juli
20
n
6
31
10
n
n
14
15
31
10
n
n
6
5
Februari
20
n
14
Augustus
20
n
3
28
10
n
n
13
10
31
10
Aftrekken
0
3
Maart
20
n
7
September
20
n
7
31
10
n
n
4
1
30
10
n
n
10
13
April
20
Aftrekken
1
October
20
n
15
30
10
n
n
3
4
30
10
n
n
16
15
Mei
20
n
4
November
20
n
14
31
10
n
3
1
30
10
n
n
11
7
Juni
20
Bijvoegen
1
December
20
n
3
30
ri
3
30
Bijvoegen
4
Wanneer wij nu de ware baan der Aarde, welke zij om de Zon
aflegt, kennen, moeten wij ook een blik werpen op de sebijnbare
baan, zooals die zich aan ons oog vertoont. Wanneer onze Aarde in
cene ronde gesloten baan om de Zon loopt, die met betrekking tot
die baan onbeweeglijk is, dan zal, naarmate de Aarde in de eene
richting op hare baan voortgaat, het schijnen alsof de Zon juist in
eene tegenovergestelde richting zich beweegt; die richting schijnt echter
alleen tegenovergesteld te zijruaan de richting der Aarde, wanneer men
den eenvoudigen boog beschouwt, welke zij doorloopt; maar beschouwt
men zooals in Fig. 14 de gansche loopbaan, dan ziet men, dat de
richting van beiden dezelfde is, zoodat de schijnbare beweging der
Zon, die de oorzaak is van zijn achterblijven bij den meridiaan-
overgang, van het Westen naar het Oosten evenzoo is als de ware
richting der Aarde. Daaruit volgt, omdat de Zon achterblijft, dat
-ocr page 168-
135
zij zich aan den hemel schijnt te verplaatsen en eiken dag in eene
rechte lijn met verschillende sterren staat1; gedurende den dag is die
verplaatsing niet merkbaar, tenzij men eene nauwkeurige waarneming
doet van den stand der Zon; maar als men bedenkt, dat met die
verplaatsing van den hemel gedurende den dag ook diezelfde ver-
plaatsing des nachts overeenkomt, dan begrijpt men dat de sterren-
beelden gedurende den loop van een jaar voor ons een anderen stand
$(%?&■-■"%??& ^sJ^Zs*
»,J* de Zon _,.,\'
Fig. 14. Ware loopbaan der Aarde en schijnbare loopbaan der Zon.
moeten innemen. Aan die verplaatsing der Aarde op hare baan is het
te danken, dat de sterrenhemel achtereenvolgens langs den horizon
van eene bepaalde plaats trekt; zoo niet in zijn geheel, dan toch voor
\' De schijnbare weg, welke de Zon in een jaar om den ganschen sterrenhemel
maakt, noemt men zodiak of dierenriem, omdat de Zon achtereenvolgens 12verschil-
lende sterrenbeelden doorloopt, ieder van 30 graden. Zjj zjju de volgende:
Y   Aries, de Ram.
W Taurus. de Stier.
II   Geraini, de Tweelingen.
25 Cancer, de Kreeft.
8 Leo , de Leeuw.
lip Virgo, de Maagd.
£: Libra, do Weegschaal.
III  Scorpius, de Scorpioen.
V   Sagittarius, de Schutter.
K? Capricornus, de Steenbok.
££ Aquarius, de Waterman.
& Pisces, de Visschen.
-ocr page 169-
136
dat gedeelte, dat wegens de dagelijksche beweging, in staat is zich
boven den horizon te verheffen.
De duur van een jaar is 365 dagen, 6 uren, 9 min. en 10\'/3 se-
conde, namelijk middelbare dagen van 24 uren. Hoevele wentelingen
doet nu onze Aarde gedurende dien tijd om hare as? Of met andere
woorden, wanneer het getal zonnedagen in een jaar ongeveer 3C5\'/4 is,
hoe groot is dan het. getal sterrendagen, die, zooals wij gezien hebben,
ongeveer 4 minuten korter zijn? Uit de verplaatsing der Aarde nu,
in verband niet hare dagelijksche wenteling volgt noodzakelijk, dat
het getal sterrendagen juist 1 meer is en dus 366\'A.
Datzelfde feit vinden wij terug bij alle planeten, hoe groot ook
bet getal omwentelingen is, dat zij maken gedurende hun loop om de
Zon, en hoe langer ook hunne zonne- of sterrendagen duren; want,
zooals wij vroeger zagen, Fig. 2, PI. XIX, blijft de Zon, wanneer zij
tegelijk met eene ster door den meridiaan gaat, in één dag 3 min.
56 seeond. ten achter, wanneer die ster de tweede maal den meridi-
aan doorgaat; in eene week blijft zij reeds 27 min. 32 sec. ten ach-
tcr, en dus in een geheel jaar juist 24 uren; zoodat de Zon na een
jaar weer tegelijk met de eerst waargenomene ster door den meridiaan
gaat, en daaruit volgt dus, dat de Zon 3(55 maal door den meridiaan
gaat, maar de sterren 36(5 maal.
De juiste duur van een sterrenjaar is, zooals wij reeds zagen, 365
d. 6 n. i) m. 10,68 s. Die duur is echter niet te verwarren met de
duur van een tropisch jaar, waarnaar men in het burgerlijke levenden
tijd regelt. Zie hier de reden van dat verschil. Het is van groot be-
lang om met juistheid het tijdstip te bepalen, wanneer de Aarde ge-
durende haren loop om de Zon zekere punten bereikt, die punten
noemt men cauinoxn en solstitiën, dat is evenachts en zonnestandspunten,
en zijn daarom van groot belang, omdat van die punten de lengte-
ïneting der sterren wordt bepaald, terwijl het tevens de tijdstippen
zijn, waarnaar de verschillende jaargetijden worden berekend. Het
terugkeeren van onze planeet bijv. tot het evenachtspnnt van de lente
dient om het tropisch jaar te bepalen. Gedurende 2000 jaar weet
men echter door zekere waarnemingen, dat de terugkeer van zulk een
punt telkens iets vroeger is\', zoodat het tropisch jaar iets korter is
dan het sterrenjaar. Uit zeer vele waarnemingen heeft men den duur
■ Dat verschijnsel wordt genoemd de precessie der equinoxen of den vooruitgang der
nachteveningen. In het derde deel zullen w(j de oorzaken van dit verschijnsel uitleggen.
-ocr page 170-
LLl
o
CC
<
<
cc
UJ
a
<    ?
<    ï,
O
O     r
-ocr page 171-
137
van een tropisch jaar bepaald op 365,2422166 <L, d. i. 365 d. 5u. 48
min. 47,11 sec., het levert dus met het sterrenjaar een verschil op
van 29 23", 11.
Nog moeten wij hier opmerken over de beweging der Aarde op
hare loopbaan, dat de groote as of de apsidiënlijn van hare baan gcenc
onveranderlijke richting behoudt, zoodat het perihelium bijv. zich elk
jaar iets verplaatst.
Beschouwen wij echter andere verschijnselen, die voor ons aardbewo-
ners van grooter belang zijn, en die ook door de dubbele beweging
der Aarde veroorzaakt worden.
Dagelijks zien wij de Zon tot op verschillende hoogten boven den
horizon rijzen, en de punten waar de Zon op- of ondergaat verandc-
ren dagelijks; in den zomer zien wij haar opkomen in het Xoord-Oos-
ten en in den winter in het Zuid-Oosten; even zulk een verschil nc-
nien wij waar bij haren ondergang. In het middaguur klimt de Zon
min of meer hoog, en naarmate zij langer boven den horizon verwijlt,
wordt daardoor de ongelijke lengte van dag en nacht veroorzaakt;
daardoor is zij ook de oorzaak van de verschillende temperatuur en
de klimaten, de oorzaak der verschillende jaargetijden. Dit alles ver-
andert niet alleen, naarmate men zich in het noordelijk of zuidelijk
halfrond bevindt, maar zelfs volgens de breedte, dat is de afstand
van den evenaar in hetzelfde halfrond der Aarde.
Dit is ook de reden der verschillende zonen of luchtstrekcn: de
koude of bevrozene luchtstrekcn, met hunne lange dagen en lange
nachten, de gematigde luchtstrekcn, de verzengde luchtstrekcn of de
streken onder den evenaar, die elk jaar tweemaal zomer en tweemaal
winter hebben, en waar nacht en dag immer even lang is.
De voornaamste reden van dit alles is de l)eweging onzer Aarde
op hare baan, ééne omstandigheid is daarop echter van grooten invloed,
welke wij goed hegrijpen moeten.
Wanneer wij PI. XX beschouwen, waar de stand van onze Aarde
op de verschillende punten van hare baan is afgebeeld, dan bemerken
wij, dat de as van onze Aarde niet loodrecht op het vlak van hare
loopbaan staat, ook niet in het vlak van die baan ligt, maar dat die
as eenc schuinsehe richting heeft en met het vlak van hare loopbaan
een hoek maakt van 66° 32\' 44" \'.
1 Wanneer de as der aarde CC"32\'44" op de baan der Aarde lielt, dan is het vlak
-ocr page 172-
138
De helling blijft gedurende bet jaar onveranderd, of verandert ten
minste zeer weinig. Die as blijft overigens, gedurende den loop der
Aarde om de Zon, immer dezelfde richting behouden, en blijft dus
evenwijdig met zich zelve, en immer naar hetzelfde punt van den
hemel gericht. Dewijl de as, dezelfde richting behoudt, is het duide-
lijk, dat het vlak van den evenaar ook in die richting blijft, en daaruit
volgt, dat tweemaal in het jaar de Zon juist in het vlak van den
evenaar is. Die beide punten, die in de baan, welke de aarde om de
zon maakt, recht tegenover elkander liggen, worden Even nachten
of Equinoxen genoemd.
Het overige van het jaar is de Zon dan eens ten Noorden dan eens
ten Zuiden van het vlak van den evenaar, en verwijdert zich er van,
naarmate de Aarde op hare baan zich verder van die evenachtspunten
heeft verwijderd; tweemaal in het jaar bereikt de Aarde op hare baan
nu een punt, waarop de Zon het verst verwijderd is van het vlak van
den evenaar en die punten worden genoemd solstitiën of zonnestanden.
Eer Avij de gevolgen nagaan van die verschillende standen, welke
de aarde inneemt, zullen wij eerst de orde en de data\'s van die
tijdpunten aangeven.
Het juiste tijdstip van die vier verschillende standen verschilt van
jaar tot jaar een weinig, zooals men zien kan uit het onderstaande:
In 1871 begint:
In 1870 begint:
Ml.
38.
U lil-
7 50.
4 15.
6 27.
0 31.
Lente
Zomer
Herfst
Winter
21 Maart \'smorg. 1
21  Juni \'s avonds 10
Lente
Zomer
Herfst
20  Maart \'s avonds
21  Juni         
23 Sept
0 14.
G 17.
23 Sept. \'s morg.
22  Dcc.
\'smorg.
Winter 22 Dec.         
In 1872:
In 1873:
20 Maart \'s avonds
21 Juni \'smorg.
1 10.
O 43.
Lente
Zomer
Herfst 2Winter
Lente 20 Maart \'s m<
7. 15.
3 50.
Zomer 21 Juni         ,
Herfst 22 Sept. \'s avonds (> 11
Winter 21 Dcc.
         „ O 11
s avonds 11 43.
5 50.
Wanneer de Aarde in cene van hare evennachtspunten is, snijdt
het vlak van den aequator der Aarde, juist het middelpunt der Zon,
en beschijnt de Zon juist de eene helft der Aarde, zoodat de schei-
ding van licht en duisternis en dus van nacht en dag cene meridiaan-
van haren evenaar 23°27\'10" op die baan of op den ecliptica hellende. Dien hoek nu
noemt men de helling op den ecliptica.
-ocr page 173-
130
lijn op aarde maakt. Zie PI. XXI, Fig. 1. Uit dien stand volgt dus,
dat overal op Aarde dag en nacht evenlang zijn, juist de helft van
eene omwenteling; die stand wordt door de Aarde ingenomen den
20 Maart en den 23 September, die ook genoemd worden : het lente-
en het herfst-evennachtspunt.
Nadat de Zon het voorjaars- of lente-evennachtspunt heeft bereikt,
waarop zij in hetzelfde vlak van den evenaar der Aarde staat, ver-
wijdert de Zon zieh nu van dat vlak; want omdat de as der Aarde
steeds in dezelfde richting blijft en de Aarde op hare baan voortgaat,
wendt daardoor de Noordpool zich meer naar de Zon en de Zuid-
pool verwijdert er zieh van; daardoor wordt dag en nacht ongelijk,
en die ongelijkheid is het grootste, wanneer de Aarde op het punt
harer baan is gekomen, dat men noemt zomersolstitie (vergelijk Plaat
XXI, Fig 2); dan is de afscheidingslijn tusschen licht en duisternis
het verste van de pool verwijderd; die stand der Aarde is op den 21
Juni, en daaruit volgt, dat tot op dien stand de nachten in het noor-
delijk halfrond korter en de dagen langer worden, en wel korter en
of langer naarmate men meer van den aequator verwijderd is. In
het zuidelijk halfrond is echter alles tegenovergesteld. PI. XXI, Fig. 2
overtuigt er ons gemakkelijk van.
Den 21 Juni, in het zomersolstitie, was dus de stand der Aarde
zoodanig, dat zij het meest hare noordpool naar de Zon richtte; maar
van af den 21 Juni begint zij er zich weder van te verwijderen, zoo-
dat zij den 22 September weer in den stand is, als PI. XXI, Fig. 1
aangeeft en de Zon weer in bet vlak van haren aequator staat; dat
is het herfst-evennachtspunt. Van af den 22 Sept. begint de Aarde
hare as van de Zon af te wenden en de nachten worden dus langer
dan de dagen, zoodat op den 21 Dce. de Noordpool het verst van de
Zon is afgewend, en daardoor dus de langste nacht en de kortste dag
voor het noordelijk halfrond ontstaat.
Een enkele blik op PL XXI, Fig, 2 overtuigt ons nu, dat de Noord-
pool dus juist gedurende <> maanden dag heelt, en in den winter, namelijk
van den 22 Sept. af, (> maanden in de duisternis van den nacht gehuld
is; gaat de Zon voor de noordpool onder, dan rijst zij voor de zuid-
pool boven de kim en straalt er onafgebroken G maanden. In het
zomersolstitie staat de Zon 23° 27\' boven den horizon van den pool.
In het noordelijk en zuidelijk halfrond is echter niet juist de ver-
houding van lange en korte dagen dezelfde, omdat in den winter,
-ocr page 174-
]>K STKKKKXWKKKU).
I\'LAAT XXI.
St,unl t\\*\'V tv.ir«lc uit Ki\'l til
\'\'.\'lijlclirhl Viin i!a,»> en riuclif n\\ <»i
I\' ,,rl\' •Muinnx,\'n
oaitsclw ;».u-(lr
i :\\n»! dor narde i>|> lu-l npNl i|i dei-
OllMf IllkluMll WM1 ll.\\<» :"ll ll.u\'lll
-ocr page 175-
140