STERRENKUNDE I | MAATSCHAPPIJ VOOR GOEDE EN | GOEDKOOPE LECTUUR ONDER [LEIDING VAN L. SIMONS EN, I JHR. DR. NICO VAN SUCHTELEN WERELDBIBLIOTHEEK DR. J. VAN DER BILT STERRENKUNDE MET 130 AFBEELDINGEN DERDE DRUK ELFDE—DERTIENDE DUIZENDTAL 1927 Dit werk maakt een deel uit van onze reeks ENCYCLOPAEDIE IN MONOGRAPHIEëN A.W.J. Remmerswaal 's-Gravenhage drukkerij en binderij van de wereldbibliotheek DE STERRENWACHT TE LEIDEN INHOUD EERSTE AFDEELING Bldz. Hoofdstuk I Een blik naar den hemel met het ongewapende oog i >. II Plaatsbepaling aan de sfeer 10 III De sterrenbeelden 41 IV De waarnemer op den bodem der luchtzee 66 ■ » V Het zonnestelsel en de planetenbcwegingen 77 A. de Aarde 81 B. .de binnenplaneten 83 C. de buitenplaneten 92 VI Tijd- en Kalenderregeling 98 VII Het gebruik van kijkers en de inrichting van sterrenwachten 115 „ VIII De bestudeering van het spectrum der hemellichten 135 IX Het fotografeeren der hemellichten 150 TWEEDE AFDEELING Hoofdstuk X De astronomische lengte-eenheid 171 „ XI De Zon 187 „ XII De Maan 220 XIII Zon- en Maansverduisteringen en de waarneming ervan door Nederlandsche eclipsexpedities 238 XIV De Planeten 254 Mercurius 254 Venus 255 De Aarde 258 Mars 264 De planetoïden 287 Jupiter 295 Saturnus 308 Uranus 3 15 Neptunus 317 VIII INHOUD Bldz. Hoofdstuk XV De Kometen en meteoren 320 XVI Het licht van den Dierenriem en het Oppo- sitielicht 345 i, XVII Het sterrenstelsel in zijn verschillende indeelingen 351 A. Helderheid; kleur; kaarten 351 B. Afstand 369 C. Beweging ~ 376 D. Spectrum 389 E. Afmeting 397 F. Aantal en verspreiding 401 „ XVIII De dubbelsterren en veranderlijke sterren. . 405 Visueele dubbelsterren 405 Spectroscopische dubbelsterren 410 Algol-veranderlijken 416 Cepheïden en Cumuliden . . . .' 416 De Mira-veranderlijken 418 Het U-Gemjnorum type 420 Nieuwe sterren 427 ,, XIX De Melkweg; de nevelvlekken en sterren- hoopen 431 „ XX De Nederlandsche en Nederlandsch-Indische astronomische instituten 450 TER INLEIDING VAN DEN EERSTEN DRUK Dit werkje is ontstaan uit den wensch van de Redactie der Wereldbibliotheek om eene reeks oorspronkelijke Nederlandsche monografieën uit te geven. Ik heb, in overeenstemming met de bedoelingen der Uitgevers, getracht in een zoo kort mogelijk bestek, mede te deelen tot welke vraagstukken een bestudeering van den sterrenhemel leidt en door welke methoden men deze tegenwoordig tracht op te lossen; het leek mij daarbij nuttig deze hemelbeschrijving in te leiden door eene eenigszins uitvoerige, en meer dan gebruikelijk is, subjectieve beschouwing over de sfeer. Het kleine bestek waarin de te behandelen stof eene plaats moest vinden, maakte de samenstelling, vooral van de 2de Afdeeling tot een probleem, dat ik niet wil beweren opgelost te hebben. Vooreerst zijn daarin de geometrische beschouwingen tegenover de fysische op den achtergrond gedrongen, (de verduisteringen bijv. zijn slechts even genoemd) en in de 2de plaats zijn de verschillende onderwerpen niet alle even uitvoerig en even populair behandeld. Zoo is opzettelijk voor de planeet Mars naar verhouding een grootere plaats ingeruimd dan voor de kometen, en is de Maan meer populair behandeld dan de Zon; het laatste van deze onderwerpen is, in het licht der moderne onderzoekingen, eigenlijk niet meer populair te behandelen. Voor op- en aanmerkingen, en in het algemeen voor elke gedachtenwisseling over den opzet en den inhoud van dit werkje houd ik mij, vooral van de zijde van docenten ten zeerste aanbevolen, terwijl ik de hoop koester, dat het voor de leerlingen der hoogste klassen van Gymnasia, Hoogere Burgerscholen en Zeevaartscholen, als leesboek hun kosmografie-feerboek op nuttige wijze zal kunnen aanvullen. X TER INLEIDING VAN DEN EERSTEN DRUK De titel STERRENKUNDE is gekozen om het werkje met een korten, Nederlandschen naam te doen aansluiten aan de andere monografieën. Deze titel drukt echter meer uit dan gegeven wordt; hiervoor zou een titel als Kosmografie of Hemelbeschrijving zich beter geleend hebben. Utrecht, 15 Februari 1913. DE SCHRIJVER TER INLEIDING VAN DEN TWEEDEN DRUK Daar tegen den opzet van dit werkje geen kritiek is ingekomen, heb ik hem onveranderd gelaten. Den lezers, die moeite hebben met het 2de Hoofdstuk (Plaatsbepaling aan de sfeer), zij aanbevolen dit Hoofdstuk aanvankelijk over te slaan en het pas door te nemen wanneer zij daaraan behoefte gevoelen. Grooten dank ben ik verschuldigd aan wijlen Dr. A. S. van Oven te Dordrecht, die zeer zorgvuldig de verschillende hoofdstukken getoetst heeft aan het peil waarop zijns inziens die ondefinieerbare persoonlijkheid staat, die wij gewoon zijn met den naam van „ontwikkelden leek" aan te duiden. Met tal van opmerkingen die van deze aandachtige lezing het gevolg waren, heb ik mijn voordeel kunnen doen. Zeer erkentelijk ben ik ook den Heeren W. Meyer, Leeraar aan de Zeevaartschool te Delfzijl en Dr. J. H. Wilterdink, destijds ie Observator aan de Sterrenwacht te Leiden, voor hunne nauwgezette lezing van het werkje en de aanmerkingen en raadgevingen, die daaruit ontstaan zijn. De uitkomsten der onderzoekingen en de meeste tabellen en getallenopgaven zijn bijgewerkt naar de laatste gegevens die mij ten dienste stonden. Het aantal afbeeldingen is een weinig vergroot; enkele zijn door betere vervangen. Een lijst van populair-sterrenkundige boeken en tijdschriften is aan de tabellen toegevoegd; het register, ten slotte, is aanzienlijk uitgebreid. Dat dezen 2den druk een even gunstig onthaal te beurt moge vallen als den isten, is de wensch van DEN SCHRIJVER Utrecht, October 1918, TER INLEIDING VAN DEN DERDEN DRUK De derde druk van dit werkje verschilt van den tweeden voornamelijk door de uitbreiding van enkele hoofdstukken en de toevoeging van een paar nieuwe hoofdstukken. Het XlVde Hoofdstuk (de Planeten) is uitgebreid met eenige mededeelingen over de Aarde, als planeet beschouwd, en het XVIIde Hoofdstuk (Het Sterrenstelsel) met een afdeeling, waarin over de afmetingen der sterren wordt gehandeld. Een nieuw hoofdstuk (XIII) is gewijd aan de zon- en 'maansverduisteringen, en het laatste, eveneens nieuwe hoofdstuk geeft een kort overzicht van de geschiedenis en tegenwoordige werkzaamheid der Nederlandsche sterrenkundige werkplaatsen. Het geheele boekje is opnieuw zoo goed mogelijk op de hoogte van zijn tijd gebracht; de evolutie, vooral die der fysische sterrenkunde, is in de laatste jaren in een zóó snel tempo gegaan, dat veel van het nieuwe nauwelijks meer aan het vroeger geschrevene kon aansluiten. Enkele afbeeldingen zijn door nieuwe vervangen. Nieuw is ook Plaat II, de omgeving van de Zuidpool van den hemel, met vermelding van de namen der zeer heldere sterren. Met opzet zijn op deze plaat de vele onbelangrijke sterrenbeelden weggelaten. De tabellen III en IV van den tweeden druk zijn vervallen, daar de gegevens, die zij bevatten, niet gedurende den levensduur van een nieuwen druk actueel kunnen zijn. Moge deze nieuwe druk van mijn werkje er toe bijdragen de belangstelling voor den sterrenhemel levendig te houden. Utrecht, Mei 1927. DE SCHRIJVER HET GRIEKSCHE ALFABET A a Alfa. / « Iota. P g Rho. B /S Beta. K x Kappa. 2 a Sigma. r y Gamma. A X Lambda. T % Tau. A ö Delta. M p Mu. Yv Upsilon. E e Epsilon. N v Nu. C de gestadige verschuiving der sterrenbeelden, 's Zomers prijken behalve enkele beelden die altijd zichtbaar blijven, andere sterrenbeelden aan den hemel dan 's winters. Het blijven opmerken van de gestadige verschuiving dier beelden naar vroegere uren is een tel- HET ONGEWAPENDE OOG 9 kens wederkeerend genot en de snelheid waarmede ze geschiedt telkens een nieuwe verrassing. De beweging ontstaat doordat wij onzen tijd regelen naar een hemellicht (de zon), dat een beweging heeft ten opzichte van de sterren; het staat dus, in tegenstelling met deze, na een volle omwenteling der aarde, niet meer in dezelfde richting en de zooeven gemaakte opmerking, zal ons later, waar wij over den tijd handelen, de bedoelde verschuiving onmiddellijk doen begrijpen. II. PLAATSBEPALING AAN DE SFEER Daar het ons toeschijnt dat wij in het middelpunt van een bol geplaatst zijn, tegen welks binnenzijde alle hemellichamen in projectie gezien worden, zoo is het voor het begrijpen van vele astronomische verschijnselen noodig, zich eenigszins een begrip te vormen van de geometrische gevolgen van die plaatsing. Een plat vlak snijdt een bol volgens een cirkel; gaat het door het middelpunt van den bol, dan is dit punt tevens middelpunt van den cirkel, die dan genoemd wordt een „groote cirkel." Een middellijn loodrecht op het vlak van een grooten cirkel snijdt den bol in de „p o 1 e n" van dien cirkel. In alle andere gevallen snijdt een plat vlak den bol volgens een „kleinen cirkeL" Zijn er dus (Fig. 4) twee punten A en B binnen den bol, dan snijdt, als zijn vlak tot aan het boloppervlak verlengd gedacht wordt, de driehoek MAB (die het middelpunt bevat) uit dien bol een stuk van een grooten cirkel DE, de driehoek CAB (die het middelpunt niet bevat) een stuk van een kleinen cirkel FG. Beschouwt men drie punten binnen den bol, b. v. A, B en H, dan wordt het geheele viervlak M A B H op den bol vertegenwoordigd door drie elkaar snijdende grootcirkelbogen. Deze sluiten een boldriehoek D E K in, waarvan zij de zijden zijn. Deze zijden zijn blijkbaar even groot als de vlakke hoeken aan het middelpunt: zijde D E = hoek A M B zijde E K = hoek B M H zijde K D = hoek HMA Hieruit volgt, dat als men zich in het middelpunt M van den bol geplaatst denkt en A en B bijv. de zon en de maan voorstellen, de grootcirkelboog, gebracht door PLAATSBEPALING AAN DE SFEER hunne projecties aan de sfeer, even groot is als de hoek waaronder men de hemellichten ziet. Zoo vertegenwoordigt elke op aarde gemeten hoek aan de sfeer een grootcirkelboog, dien men in het geval van hemellich- FIG. 4. BOLDRIEHOEKSMETING ten hun schijnbaren afstand of kortweg hun afstand noemt, uitgedrukt in graden (°), minuten (') en seconden (")• Dit is het grondbeginsel van alle hoekmeetinstrumenten, een beginsel dat men zelf terstond kan toepassen op de hoeken, gevormd door de lijnen uit het oog naar de uiteinden van voorwerpen op gestrekten armsafstand. Uit proefnemingen op bekende hoeken moet dan blijken welke afstand aan de sfeer overeenkomt met de middellijn van ons horloge (d.w.z. met den hoek waaronder wij deze zien als wij het hor- 11 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER loge loodrecht op de richting van den gestrekten arm plaatsen), welke met den afstand duim tot pink bij uitgespreide vingers, welke bij bepaalde munten enz. De kennis van deze afstanden is van groot nut in alle gevallen waarin men, zonder van instrumenten voorzien te zijn, plotseling ongeveer de grootte van een afstand aan de sfeer moet bepalen. Men komt daarbij tot verrassende uitkomsten, o. a. tot deze, dat de volle maan te bedekken is door een op gestrekten armsafstand gehouden dubbeltje. De schijnbare middellijn der maan is n. 1. gemideld o° 30', terwijl onze munten op een afstand van 70 cm. van het oog de volgende hoeken onderspannen: een dubbeltje 10 19' een kwartje i° 38' een gulden 2° 28' een rijksdaalder 3° 21' Tabel I blz. 460 geeft de afstanden tusschen een groot aantal bekende sterren van den noordelijken hemel. Fig. 4 heeft ons den opbouw van een boldriehoek geleerd; men zij daarbij indachtig dat de boog van een kleinen cirkel nooit de zijde van een boldriehoek kan zijn. Een boldriehoek wordt ingesloten door grootcirkelbogen; de meetkunde die zich bezig houdt met de elementen van zulk een driehoek heet: b o 1 d r i e hoeksmeting. Voor ons doel moeten wij daartoe alleen nog de hoeken bepaald hebben: terwijl de zijden van den boldriehoek gelijk zijn aan de vlakke hoeken aan het middelpunt M, zijn de hoeken van den boldriehoek gelijk aan de z. g. „tweevlakshoeken" aan dat middelpunt. Dus is bijv. hoek DEK van den boldriehoek gelijk aan den hoek tusschen de vlakken A B M en B H M. Hij is tevens gelijk aan den hoek, gevormd door de raaklijnen in E aan de bolcirkels E D en E K. In de sterrenkunde heeft men met dergelijke boldrie- 12 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 13 hoeken telkens te maken. De beschouwde bol heet daar de hemelsfeer; de waarnemer staat in het middelpunt, de hemellichten bevinden zich binnen in den bol. Daar de waarnemer geen afstanden langs de gezichtslijn kan zien, is hij geheel aangewezen op het projectiebeeld aan de sfeer; wij zullen daarom aan die sfeer eenige kenmerkende punten, bogen en vlakken moeten leeren kennen. 1. Voor eiken waarnemer bestaat er slechts ééne richting, die onveranderlijk is met den tijd, ééne vaste richting, aan de sfeer vertegenwoordigd door één vast punt. Die richting is die van de as der aarde; waar deze, verlengd gedacht, de sfeer snijdt, bevindt zich het vaste punt. Dit punt heet de aequatorpool, de hemelpool of zonder meer de Pool. Deze as heeft weliswaar twee snijpunten met de sfeer, de Noordelijke en Zuidelijke hemelpool, maar een waarnemer op Noorderbreedte ziet altijd alleen de eerste, een waarnemer op Zuiderbreedte altijd alleen de tweede en het kan dus geen aanleiding tot verwarring zijn kortweg van „de Pool" te spreken. Daar de aarde om de poolas draait, zijn dus alle andere punten aan de sfeer niet onveranderlijk met den tijd; de Pool is het eenige punt dat niet aan de schijnbare, dagelijksche beweging van den hemel deelneemt. 2. Toch is er voor eiken waarnemer nog een schijnbaar vaste richting, dus aan de sfeer een schijnbaar vast punt. Dit punt is het reeds op bldz. 4 genoemde toppunt of zenith; het ligt als men zich de aarde bolvormig denkt, op de lijn die haar middelpunt met den waarnemer verbindt, en het vlak loodrecht op de richting naar het zenith noemen wij het vlak van den horizon; het is onverschillig of wij ons dit vlak door het middelpunt der aarde of als raakvlak aan de plaats van den waarnemer denken; beide vlakken snijden de sfeer volgens een cirkel, dien men aanduidt met den naam: horizon, kim of gezichtseinder. Ook het vlak van den horizon is dus schijnbaar onveranderlijk; het schijn- 14 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER bare ontstaat doordat wij van de aarddraaiing zelve niets bemerken, en deze alleen, om bij een enkel hemellicht te blijven, uit het opkomen en ondergaan van de zon kunnen afleiden. In werkelijkheid is de richting naar de zon nagenoeg vast, ons horizonvlak snel bewegelijk, gedurende welke beweging het tweemaal per dag de vaste lijn waarnemer—zon bevat. Dit zijn de oogenblikken waarop de zon opkomt en ondergaat. Evenzoo snijdt de zenithlijn de sfeer telkens in andere punten, niet omdat die punten van plaats veranderen, maar omdat de zenithlijn dit doet. Zenithlijn en horizon behoor en bij den waarnemer; verplaatst deze zich over den aardbol, dan volgen zij hem onafscheidelijk, de eerste ongeveer als de lengteas van zijn lichaam, het tweede als het ware als een reusachtige uitbreiding van het vlak zijner schoenzolen. Wie zich een reiziger steeds zóó over den aardbol voortschrijdende denkt, ziet het door hem medegenomen horizonvlak steeds op andere wijze de hemelsfeer snijden en begrijpt hoe de reiziger zelf, die zich hiervan niet bewust is, het telkens veranderen van den aanblik dier sfeer voor werkelijkheid zal gaan houden. 3. Het vlak, gebracht door den waarnemer, door zijn zenith en door de pool heet het meridiaanvlak van den waarnemer; het snijdt de sfeer volgens een grooten cirkel, den meridiaan. Het meridiaanvlak van den waarnemer, dat ook den aardschen meridiaan van den waarnemer bevat, is geen vast vlak, maar draait om de poolas als spil in één dag rond. Aan deze beweging is, zooals gezegd, onze tijdindeeling ontleend; het oogenblik waarop het meridiaanvlak in zijn wentelende beweging het middelpunt der zon bevat is, voor elke plaats op aarde, het nulpunt van hare (astronomische) tijdtelling. 4. Het vlak, gebracht door het middelpunt der aarde loodrecht op de poolas, heet het vlak van den hemelaequator. In tegenstelling met het meridi- PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 15 aanvlak is het vlak van den hemelaequator, een vast vlak; wel nemen natuurlijk ook zijn punten aan de hemeldraaiing deel, maar daar de stand van de poolas in de ruimte onveranderlijk is, geldt dit ook voor het aequatorvlak. Het is onafhankelijk van den waarnemer; met te spreken van het meridiaanvlak zegt men iets onbepaalds, het aequatorvlak is echter bepaald. Men zij daarbij indachtig dat het aequatorvlak een vasten stand in de ruimte heeft en een vasten stand ten opzichte van den horizon van een bepaalden waarnemer, maar dat deze stand verandert zoodra de waarnemer zich over de aarde gaat verplaatsen; dit ligt, zooals wij, zagen, aan de omstandigheid dat hij op die reis zijn horizonvlak medeneemt en het ligt niet aan het aequatorvlak. Fig. 5 geeft een voorstelling van de nu bepaalde punten en vlakken. Voor het gemak wordt een dergelijke teekening altijd zóó ontworpen, dat zij in overeenstemming met onze teeken-methoden het horizonvlak evenwijdig aan onder- en bovenkant van het papier geeft. Wij zullen deze figuur iets nader gaan beschouwen. Het middelpunt der aarde ligt in het vlak van teekening, de lijn in M loodrecht op het horizonvlak dus ook, en haar snijpunt met den binnensten bol, die de aarde voorstelt, eveneens. Dit snijpunt A is dus de plaats van den waarnemer, T zijn zenith. Gemakshalve zullen wij de Noord- en Zuidpunten (N en Z) van den horizon ook in het vlak van teekening kiezen, waardoor dit tot meridiaanvlak wordt, en derhalve ook de Pool moet bevatten. Om de plaats daarvan aan te geven moeten wij den afstand van de aardas ten opzichte van de aangenomen plaats A van den waarnemer kennen, d. w. z. zijn breedte (95). Bevindt hij zich bijv. op 500 Noorderbreedte, dan moeten wij langs den aardschen meridiaan 500 naar het Zuiden om den aequator of evenaar (e), of 400 naar het Noorden gaan om de pool (p) te bereiken. Eenmaal p bekend, wordt P, de hemelpool, gevonden door Mp te verlengen tot ze de sfeer snijdt. i6 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER Wij merken hierbij echter op dat wij, wegens de gelijkheid der hoeken eMA en pMN, die beide gelijk zijn aan de breedte, het bedrag van 50° ook van N af langs den hemelmeridiaan hadden kunnen afzetten. Met deze opmerking is tevens de grondstelling voor de bepaling der breedte eener waarnemingsplaats uitgesproken. FIG. 5. TOPPUNT EN HORIZON, POOL EN AEQUATOR BREEDTE = POOLSHOOGTE Elke waarnemer bevindt zich op een breedte, die bepaald wordt door de hoogte van de pool boven zijn horizon. *) Wij teekenen nu nog den hemelaequator loodrecht op i) Aan deze stelling ontleent de uitdrukking „ik ga eens poolshoogte nemen' hare beteekenis van „ik ga mij oriënteeren. PLAATSBEPALING AAN DE SFEER ij de poolas en geven zijn snijpunten met den horizon als Oost- en Westpunten aan; immers twee groote cirkels van een bol deelen elkaar middendoor; de snijpunten van aequator en horizon liggeen dus 900 van den meridiaan en zijn dus de punten Oost en West. Bevindt zich nu ergens in de ruimte een hemellicht S in het aequatorvlak, en in dit geval verkeert de zon ongeveer 21 Maart en 22 September van elk jaar, dan volgt de projectie aan de sfeer S' bij de schijnbare dagelijksche beweging van den hemel den voor ons zichtbaren boog OEW die (ook voor sterren) de dagboog heet, gevolgd door den voor ons onzichtbaren boog W Q O, den n a c h t b o o g, onzichtbaar omdat hij onder ons horizonvlak ligt. Een dergelijk hemellicht komt dus precies in het Oosten op en gaat precies in het Westen onder. Nogmaals zij er echter op gewezen dat in werkelijkheid het hemellicht niet of nagenoeg niet van plaats verandert, maar dat de geheele cirkel PTEZP'QN om PP' als spil draait, waarbij aanvankelijk het horizon- en later het meridiaanvlak de lijn MS bevat. De hemelbol nu bevat millioenen hemellichten, waarvan de projecties aan de sfeer overal verspreid zijn. Om hunne plaatsen daarop aan te kunnen geven, heeft men eenige bogen of hoeken tot z.g. „coördinatenstelsels" samengevoegd, welke wij thans in het kort zullen bespreken. RECHTE KLIMMING EN -J°oaIs wiJ «eds op DECLINATIE. bJad- r3 zagen, zijn er ééne vaste richting en een vast vlak en het ligt allereerst voor de hand de plaatsen der hemellichten hierop te betrekken. Wij vervangen thans (Fig. 6) de aarde door haar middelpunt M, teekenen de sfeer weder voor 500 Noorderbreedte (NP- = 50°), beschouwen een hemellicht S (in het vervolg laten wij liefst de positie in de ruimte weg en Sterrenkunde 3 17 i8 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER beschouwen uitsluitend de projectie aan de sfeer) en brengen een groot-cirkelboog door P en S. Daar alle vlakken door P M loodrecht staan op den aequator, geldt ditzelfde voor P S'. De boog S S', de afstand van het hemellicht tot den aequator langs dezen loodboog gemeten, heet de declinatie (<5) van het hemellicht, zij heet Noordelijk of positief (o° tot + 900), dan wel Zuidelijk of negatief (o° tot — 90°); het is een volkomen bepaalde afstand, die tot complement den boog PS heeft; deze heet de poolsafstand van het hemellicht; hij wordt van een bepaalde pool doorgeteld tot 1800. Het punt S' is eerst dan bepaald wanneer wij op den aequator een willekeurig te kiezen nulpunt hebben aangenomen. Als zoodanig dient het punt Ariës (Ram), dat door het teeken V wordt aangegeven en op welks beteekenis wij later uitvoerig terugkomen. De afstand van dit punt V tot S' heet de rechte k 1 i mming (a) van het hemellicht; zij wordt langs den aequator geteld tegen den zin der schijnbare hemeldraaiïng in. Wanneer wij dus 's avonds naar de sterren kijken, weten wij dat de Oostelijke grootere rechte klimming hebben dan de Westelijke en als wij (zie bladz. 5 de maan (en hetzelfde geldt voor de zon) van West naar Oost tusschen de sterren zien loopen, beteekent dit dat zij voortdurend hare rechte klimming vergroot. De rechte klimming wordt gemeten, hetzij in boogmaat van o° tot 360°, hetzij in tijdmaat van ou. tot 2411. Daar het begrip tijd onafscheidelijk verbonden is aan de draaiing der aarde en dus alleen op den aquator (een vlak loodrecht op de draaiïngsas) gemeten kan worden, kunnen ook alleen op den aequator gemeten coördinaten, waarvan wij er thans één hebben leeren kennen, in boog- en tijdmaat beide gegeven worden. Alle andere hemelcoördinaten worden uitsluitend in boogmaat gegeven; zoo ook de declinatie. Uit het bovenstaande volgt: PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 19 1. Alle hemellichten in den aequator hebben eene declinatie = o°. Wil men, omgekeerd, weten hoe de aequator aan den hemel loopt, dan heeft men slechts in een almanak op te zoeken welke sterren (nagenoeg) eene declinatie van o ° hebben. Bij de behandeling der sterrenbeelden zullen wij hierop terugkomen. 2. De Noordpool heeft eene declinatie = + 90 °, de Zuidpool eene = — 90°. Voor het toppunt is de declinatie gelijk aan de breedte van de waarnemingsplaats (ó = dan ziet hiJ het nooit opkomen; heeft het een declinatie grooter dan 4-40° dan ziet hij het nooit ondergaan. In het laatste geval heet het circumpolair; de waarnemer ziet PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 2 1 het een vollen cirkel om de pool beschrijven met kleiner straal naarmate de declinatie grooter is. Van het sterrenbeeld de Kleine Beer vormt de z. g, „Poolster" het uiteinde van den staart; daar deze ster slechts op i1/10 graad van de pool verwijderd is, wordt dus bij de schijnbare hemeldraaiïng de Kleine Beer om de punt van zijn staart rondgewenteld, eene beweging die ieder vooral 's winters als de avonden lang zijn, gemakkelijk kan waarnemen. Voor de breedte van Nederland zijn ook de heldere sterren van den Grooten Beer circumpolair en verder o.a. de heldere sterren Algol, Capella. Wega en Deneb resp. in de sterrenbeelden Perseus, Auriga, Lyra en Cygnus. 5. Daar derhalve het al of niet zichtbaar worden van een bepaald hemellicht en het al of niet circumpolair zijn uitsluitend van de breedte van den waarnemer afhangen, zoo spreekt het vanzelf dat deze een anderen aanblik van de sfeer zal krijgen zoodra hij zich verplaatsen gaat, Dit volgt ook uit het op bldz. 14 genoemde feit dat hij op die reis zijn horizonvlak en zenithlijn moet medenemen, die de grondslagen vormen waarop wij onze sferen (Fig. 5 en 6) hebben 'opgebouwd, want, waar hij zich ook heen moge begeven, het Noordpunt van zijn horizon blijft evenveel graden onder de (vaste) hemelpool als de breedte bedraagt van de plaats waar hij zich bevindt. Circumpolair zijn alle hemellichten met eene gelijknamige declinatie grooter dan de poolsafstand van den waarnemer; voor een waarnemer aan den aequator (poolsafstand = 90°) is dus geen enkel hemellicht ooit circumpolair; voor een waarnemer aan de Noordpool (poolsafstand = 0°) zijn alle hemellichten met Noorder-, voor een waarnemer aan de Zuidpool alle hemellichten met Zuiderdeclinatie circumpolair. Onzichtbaar zijn alle hemellichten met een ongelijknamige declinatie grooter dan de poolsafstand van den waarnemer; voor een waarnemer aan den aequator 22 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER is dus geen enkel hemellicht ooit onzichtbaar; voor een waarnemer aan de Noordpool zijn alle hemellichten met Zuider-, voor een waarnemer aan de Zuidpool alle hemellichten met Noorderdeclinatie onzichtbaar. Hetzelfde blijkt ook indien wij voor deze gevallen de sfeer naar het op bldz. 15 gegeven voorschrift opbouwen. Altijd is daarbij het horizonvlak ons uitgangspunt. Fig. 7: de waarnemer staat aan den aequator FIG. 7. LOODRECHTE SFEER (^==0°); P valt dus samen met het Noordpunt, P' met het Zuidpunt van zijn horizon. De hemelaequator staat dus loodrecht op den horizon; de waarnemer ziet dus niet alleen alle hemellichten, maar hij ziet ze tevens in een loodrecht op zijn horizon staanden boog opkomen en ondergaan. Hij ziet een z.g. „loodrechte s f e e r." Fig. 8: de waarnemer staat aan de Noordpool (^, = 00°); P valt dus samen met het zenith. De hemelaequator valt dus samen met den horizon; de PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 23 waarnemer ziet dus niet alleen alle hemellichten met Noorderdeclinatie, maar hij ziet ze tevens een cirkelboog aan den hemel beschrijven, die evenwijdig loopt aan zijn horizon. Hij ziet een z.g. „evenwijdige s f e e r." De Fig. 5 en 6 gelden voor een waarnemer die ergens tusschen pool en aequator geplaatst is; deze ziet een z.g. „schuine sfeer." UURHOEK ^ bebben gezien (bladz. 18) dat wij om de plaats van een hemellicht door zijn projectie op den aequator te bepalen, daarop een vast nulpunt moeten kiezen en dat als zoodanig het FIG. 8. EVENWIJDIGE SFEER punt Y(a=o°,(5=o°) dienst doet. Dit punt is een vast punt in de ruimte, de rechte klimming is onafhankelijk van de aarddraaiïng, dus onafhankelijk van den tijd en voor hemellichten die geen merkbare eigen beweging vertoonen, bijv. voor de sterren, is ze constant. Een graadnet voor een sterrenkaart kan dus bestaan uit lijnen van gelijke rechte klimming (d e c 1 i- 24 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER natie-cirkels) en lijnen van gelijke declinatie (parallel-cirkels) loodrecht daarop.1) Voor de practische waarneming aan den hemel echter kan het gekozen nulpunt geen dienst meer doen. Want het punt V neemt, juist omdat het een vast punt in de ruimte is, deel aan de schijnbare hemeldraaiing en staat dus telkens in een andere richting; voor de practische waarneming aan den hemel moeten wij een nulpunt hebben, dat steeds in dezelfde richting staat, dat dus niet aan de schijnhare hemeldraaiing deelneemt, maar zich toch, evenals het punt V, in den aequator bevindt. Het ligt voor de hand daarvoor het Zuidpunt in den aequator te kiezen, het snijpunt van aequator en meridiaan, het punt E van Fig. 6. Voor den afstand E tot S' heeft men nu de benaming uurhoek ingevoerd, omdat het aantal graden van dien boog teruggevonden wordt in den hoek S P G. (hoek t == bg ES') die in den tijd van 24» alle waarden van 0° tot 3600 doorloopt. De uurhoek van het hemellicht S is o» wanneer het in G gekomen is, d.w.z. in den meridiaan staat, en wordt door het Westen tot 24° doorgeteld. In de positie S heeft het hemellicht dus een uurhoek van ongeveer 20» (bgEWQOS' = 3000). Soms echter rekent men den uurhoek positief van oB tot 12» in den boog EWQ, negatief van ou tot 12" in den boog EOQ; de uurhoek van S wordt dan gegeven als — 4u (ook wel: Oostelijke uurhoek = 4U). In de practische waarnemingen heeft dus het stelsel: rechte klimming en declinatie (a en <5), plaats gemaakt voor het stelsel: uurhoek en declinatie (f en <5). Daar *) Tengevolge van stotingen, die de lichamen van het zonnestelsel op elkaar uitoefenen, zijn noch de hemelpool, noch het punt «yvolkomen vaste punten in de ruimte; de rechte klimming is dus in een bepaalden zin wèl afhankelijk van den tijd. De kleine verplaatsingen echter, die steeds in denzelfden zin plaat» hebben, en bekend zijn als „praecessiebeweging" kunnen op de coördinaten der hemellichten voor een bepaald oogenblik worden toegepast om ze geldende te maken voor een ander oogenblik. PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 25 echter, zooals wij later zullen zien, door middel van uurwerken, de uurhoek van V steeds bekend is, zoo kan zonder moeite van het 2de stelsel op het iste (absolute) stelsel worden overgegaan. In Fig. 6 ES' = E V + V S'. — uurhoek hemellicht = — uurhoek V + rechte kl. hemellicht. uurhoek V = uurhoek hemellicht + rechte kl. hemellicht. HOOGTE EN AZIMUTH. Wanneer, w« ons vrij maken van den aequator en de pool, en ons alleen bepalen tot den horizon en ons toppunt, dan kunnen wij ons ook ten opzichte daarvan coördinaten vormen. Wij brengen daartoe (Fig. 9) een grooten cirkel door het hemellicht en het toppunt, die, daar hij in een vlak door TM ligt, loodrecht staat op de kim. Hij draagt den naam: hoogtecirkel of verticaalcirkel. Het deel van dien boog, begrepen tusschen hemellicht en horizon, heet de hoogte, het complement, begrepen tusschen hemellicht en toppunt, heet de tops- ofzenithsafstand van het hemellicht. De hoogte is blijkbaar gelijk aan den hoek, waaronder de waarnemer het hemellicht en het voetpunt van zijn hoogtecirkel ziet, hoek S M S'. De tweede coördinaat in dit stelsel heet het a z imuth. Dit wordt aan het toppunt als hoek, op den horizon als boog gemeten en in de sterrenkunde meestal van het Zuiden door het Westen tot 3600 doorgeteld. Het hemellicht S heeft dus een azimuth van ongeveer 315°- In de zeevaart- en landmeetkunde telt men veelal het azimuth van het Zuiden of Noorden tot 900 naar het Oosten of Westen; het azimuth van S wordt door den zeeman Z 450 O genoemd. Wat bij uurhoek en declinatie aan één der coördinaten eigen is, geldt hier voor beide: ze zijn afhankelijk van den tijd van den dag, hebben echter het voordeel van als het ware zichtbaar te zijn. Alleen de pool 26 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER heeft steeds hetzelfde azimuth (— 180°) en dezelfde hoogte ( = + hoek eMQ Deze laatste, de helling van de ecliptica, blijkt hieruit ongeveer 230 te zijn. Neemt men den tijd van hoogste culminatie nog een keer waar, dan is het verloop tusschen de twee waargenomen tijdstippen gelijk aan den omloopstijd (periode) der zon. Deze periode, PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 20 welke een zonnejaar heet, blijkt daarbij ongeveer 365 dagen te zijn.1) De ecliptica helt dus 230 op den aequator en wordt door de zon in 365 dagen doorloopen; de vraag doet zich voor of deze beweging, evenals de dagelijksche een schijnbare is, een spiegelbeeld van eene beweging der aarde. De bevestigende beantwoording van die vraag heeft eeuwen op zich laten wachten en de eigenlijke bewijzen zijn van recenten datum. De drie verschijnselen, die vóór de invoering der kijkers onbekend waren, en thans als zoodanig worden aangevoerd, zijn de volgende: 1. De pacallaxis der sterren. Wanneer niet de zon zich om de aarde, maar de aarde zich om de zon beweegt, zullen zeer nauwkeurige metingen van de plaats eener ster andere uitkomsten geven, naarmate de waarnemer zich in een ander punt der aardbaan bevindt, ja wanneer hij zijne metingen regelmatig in den loop van een jaar voortzet, zal hij de ster (Fig. 11) schijnbaar een baan zien doorloopen, die een spiegelbeeld is van de baan der aarde, een ecliptica in het klein derhalve. Zulk eene baan, voor het eerst in 1838 waargenomen, is het resultaat van een zich bewegende aarde, en dus een bewijs voor deze beweging. 2. de aberratie van het licht. Het mag algemeen bekend ondersteld worden, dat de snelheid van het licht meetbaar is, en dat éérst uit een sterrenkundig verschijnsel, (bldz. 304) later uit fysische proeven, gebleken is dat zij ongeveer 300.000 K.M. per sec. bedraagt. Had de aarde geen beweging, dan had men, wanneer men zijn kijker op een ster gericht had, met deze lichtsnelheid niet te maken, doch wanneer ze zich beweegt is dit wèl het geval. Een lichtopwekking die tijd noodig heeft om (Fig. 12) de kijkerbuis te doorloopen, bereikt het oog van den waarnemer niet, indien zich 1) Zij wordt in de praktijk scherper afgeleid uit de waarneming der tijdstippen, waarop de declinatie der zon = o° is. 30 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER dat intusschen verplaatst heeft. Nu doorloopt het licht de kijkerbuis in zulk een ondeelbaar klein oogenblik dat wij het in onze tijdmaat nauwelijks zouden kunnen uitdrukken, en het oog van den waarnemer, d.i. de FIG ii. DE PARALLAXIS DER FIG. 12. STERREN DE ABERRATIE VAN HET LICHT aarde in haar baan, legt den overeenkomstigen afstand eveneens in een ondeelbaar klein oogenblik af. Maar de verhouding van die twee ondeelbaar kleine tijden neemt een meetbaar bedrag aan, en op deze verhouding alleen komt het aan. Uit de Fig. toch blijkt, dat wij den kijker, willen wij den lichtstraal, ondanks de beweging der aarde, toch opvangen, moeten laten hellen onder een hoek, die bepaald wordt door de verhouding der snelheden van de aarde en het licht, een verhouding die ongeveer Vioooo bedraagt. Elke waarnemer zal tengevolge van dit ver- PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 31 schijnsel, dat de aberratie van het licht genoemd wordt, alle sterren een klein bedrag verplaatst zien en wel in verschillende richtingen, naarmate der aarde zich in verschillende punten harer baan bevindt en haar beweging dus anders gericht is. Het bedrag der aberratie (in maximo 20".5) is i&el grooter dan dat der parallaxis en dan ook eerder (1726 door Bradley) gevonden. 3. de waarneming van een periodieke snelheidsverandering der sterren in de gezichtslijn (d. i. in de richting aarde—ster, welke niet anders dan schijnbaar kan zijn en een gevolg is van de beweging der aarde in haar baan (bldz. 380). LENGTE EN BREEDTE. J™?8 d,e a^uat,or /n de hemelpool, bieden ook de ecliptica en haar pool de gelegenheid een hemellicht door twee met rechte klimming en declinatie analoge coördinaten vast te leggen, welke men, niet zeer gelukkig, de lengte en breedte van het hemellicht heeft genoemd. In Fig. 13 is weder de sfeer geteekend, thans zonder horizon en zenith. E Q is de aequator, P de hemelpool, ec de ecliptica, p haar pool. Voor het gemak der teekening zijn p en P beide in het vlak van teekening genomen; de eerste doet natuurlijk mede aan de schijnbare hemeldraaiing en zou dus overal op de parallel p pi kunnen worden aangenomen. Daar de afstand der polen van twee vlakken gelijk is aan den hoek tusschen die vlakken, is p P = 230 en dus de declinatie van de ecliptica-pool = 67°. Zij bevindt zich in het sterrenbeeld Draco bij de ster co en is voor onze breedte circumpolair. Wij brengen nu een vlak door M p en het hemellicht S dat de sfeer snijdt volgens een, loodrecht op de ecliptica staanden, grooten cirkel; het stuk van dezen „breedtecirkel", begrepen tusschen S en zijn projectie S2 op de ecliptica, heet de breedte van S. Zij wordt positief gemeten naar de zijde van de Noordelijke eclip- 32 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER ticapool. Wij vinden verder in Fig. 13 het punt V weder terug, waarvan de beteekenis thans duidelijk is: het is één der punten waar aequator en ecliptica elkander snijden. Het andere snijpunt, diametraal tegenover y gelegen, is het punt Libra (^). Uit den aard der zaak is ook voor de telling der FIG. 13. LENGTE EN BREEDTE lengte V het nulpunt; zij wordt van daar langs de ecliptica gemeten in de richting der zonnebeweging tot het voetpunt S2 van den breedtecirkel.1) Beide coördinaten worden in boogmaat gegeven. In Fig. 13 zijn de 1) Door de gestadige verschuiving van het punt cV\zie hldz. 24) veranderen ook lengte en breedte voortdurend met kleine bedragen en kunnen de metingen eerst na toepassing van deze praecessie vergeleken worden met die van lateren of vroegeren datum. PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 33 vier coördinaten van S in de gebruikelijke notatie aangegeven. Rechte klimming = a; declinatie = ö; Lengte = A; Breedte = p. De zon heeft een steeds van o0 tot 3600 aangroeiende lengte en een breedte van o°. DE SEIZOENEN ^e onderbnSe stznd van aequator en ecliptica beheerscht het wisselen der seizoenen; de zon n. 1. die in "Veen dagboog van FIG. 14. ZOMER- EN WINTERBESCHIJNING DER AARDOPPERVLAKTE 1800 heeft, krijgt op haar weg van Vnaar c een gestadig in lengte toenemenden dagboog, blijft dus langer boven den horizon, bereikt een grootere middaghoogte, beschijnt de aardoppervlakte onder grootere hoeken en geeft dus een bepaalde hoeveelheid warmte aan een kleiner oppervlak (Fig. 14). De grootste middaghoogte wordt bereikt in c; in =0= is de dagboog weder tot 1800 verminderd, in e is ze zoo klein mogelijk enz. Het effect van deze beweging hangt in hooge mate van den stand der sfeer d.i. van de breedte van den Sterrenkunde 4 34 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER waarnemer af en wij zullen het daarom uitvoerig nagaan voor drie gevallen: a eene nagenoeg evenwijdige-, b een schuine-, c eene nagenoeg loodrechte sfeer, die wij in Fig. 15 a-c schematisch hebben aangegeven. De drie gevallen hebben dit gemeen, dat de grootste, en kleinste dagboog1) steeds den aequator tusschen zich hebben; voor een waarnemer dicht bij de pool echter hebben ze bovendien den horizon, voor een waarnemer dicht bij den evenaar bovendien het toppunt tusschen zich. a. Zoolang de zon groote Zuiderdeclinatie behoudt, snijdt haar dagboog den horizon niet, de zon is dus ") daarmede bedoeld de bogen, afgelegd ten tijde van grootste positieve en negatieve declinatie. PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 35 onzichtbaar. Heeft ze evenwel het punt A der ecliptica bereikt, waar hare Zuid* declinatie E Z = T P = de poolsafstand van den waarnemer geworden is, dan komt zij zich on aen middag heel even vertoonen; de FIG. 15 b. INVLOED VAN DEN LOOP DER ZON VOOR EEN BEWONER DER GEMATIGDE LUCHTSTREKEN omstandigheden worden echter steeds gunstiger en als de zon het punt B der ecliptica bereikt heeft, waar haar A/oorderdeclinatie = de poolsafstand van den waarnemer is, wordt ze circumpolair. Van dit oogenblik af zijn alle dagbogen even groot, n. 1. 24 u. In c heeft ze haar grootste Noorderdeclinatie en daarmede een maximum-middaghoogte bereikt, n. 1. 230 4- poolsafstand van den waarnemer. De hoogte boven het Noordpunt, of, zooals ze genoemd wordt, de hoogte bij ,,ondercul- 36 PLAATSBEPALING AAN DE SFEER minatie," bedraagt daarentegen 23 ° min den poolsafstand van den waarnemer. Voor een plaats op 83° N. Br., wordt dus de zon voor 't eerst zichtbaar als haar declinatie = — 7° geworden is; ze wordt circumpolair als deze = + 7° geworden is, bereikt boven het Zuiden nooit een grootere hoogte dan 300, boven het Noorden nooit een grootere hoogte dan 160. Komt de waarnemer op nog hooger breedte, dan wordt de zon nog korter na haar eerste verschijning circumpolair en het verschil in hoogte bij boven- en ondercuminatie nog kleiner. Aan de pool zelve is dit verschil verdwenen; alle dagbogen zijn er, zoodra de zon den aequator bereikt heeft, evenwijdig aan den horizon, elke richting kan nu Zuid heeten; de grootste hoogte die bereikt kan worden is 23 °. Dat in deze Noordelijke streken, waar bijna gedurende een half jaar de zonnewarmte ontbreekt en gedurende de andere helft van het jaar de zonnestralen in zeer schuinen stand het aardoppervlak bereiken, de temperatuur steeds zeer laag is, en plantengroei nauwelijks mogelijk, behoeft geen nader betoog. Zoolang de omstandigheden zóódanig zijn dat de zon geheel onzichtbaar kan worden, zoolang zal er van een eigenlijke wisseling van seizoenen zooals ons land die kent, geen sprake kunnen zijn. b. Zoodra echter de waarnemer zich even ver van de pool verwijderd heeft als de maximum declinatie der zon bedraagt, zijn breedte dus kleiner dan 670 geworden is, kunnen voor de zon geen excessen zooals onzichtbaarheid en circumpolariteit meer voorkomen (verg. bladz. 21). Alle dagbogen snijden nu den horizon; de grootste dagboog komt werkelijk overeen met de grootste gelijknamige, de kleinste met de grootste ongelijknamige declinatie. Het verschil van deze beide hoogten is dus 2 X 23° =46°, onafhankelijk van de plaats van den waarnemer. Zoowel voor Rome als voor Amsterdam komt de zon op den langsten dag PLAATSBEPALING AAN DE SFEER 37 460 hooger in den meridiaan dan op den kortsten dag, maar de hoogten zelve verschillen voor beide plaatsen aanzienlijk. Zij zijn n. 1. blijkens de Fig. E Z + E d = TP + Ed en EZ —eE (-Ed) =TP + Ed dus FIG. 15 c. INVLOED VAN DEN LOOP DER ZON VOOR EEN BEWONER DER TROPEN middaghoogte der zon = poolsafstand van den waarnemer + declinatie der zon. Voor onze breedte (

• „ e£t] ,, ,, „ ,, Arcturus De alignementen 3, 4 en 5 zijn intusschen door den grooten afstand der sterren minder opvallend dan de andere. Sterrenkunde 5 4? 5o DE STERRENBEELDEN r>>c mmTc Uamh is de hond van den reus Orion; DE GROOTE HOND de voornaamste ster is Sieias (Grieksch aeiQiog = heet). Wij zullen in het volgende hoofdstuk uitvoerig bespreken hoe het komt, dat men in den loop van een jaar telkens andere sterrenbeelden aan den avondhemel ziet verschijnen; hier zij volstaan met de vermelding van het feit, dat alle sterren eiken dag nagenoeg 4 min. vroeger opkomen dan den vorigen dag, dus per maand 2 uur. Komt dus op een zekeren datum een ster om 9 uur 's morgens (onzichtbaar) op, dan komt ze een maand later om 7 u. 's morgens op. Of wij dit kunnen zien of niet hangt van het seizoen af; veronderstellen wij echter dat het om 7 u. reeds volkomen dag is, dan zien wij het opkomen der ster nog niet, maar een maand later komt zij reeds te 5 u. op! Zij gaat onverbiddelijk de morgenschemering tegemoet, en op zekeren dag zullen wij ze bij het dag worden even boven den Oostelijken horizon kunnen waarnemen. In deze periode, die slechts kort duurt (immers weder een maand later is de ster waarschijnlijk reeds lang vóór het dag worden zichtbaar), spreekt men van hare ,,Schemerings (h e 1 i a k i s c h e) opkomst"; ze komt uit de stralen van helios (de zon) te voorschijn. Deze periode heeft voor enkele heldere sterren en sterrengroepeeringen een belangrijke rol gespeeld in het maatschappelijke leven der Ouden. Zoo duidde naar Homerus de „heliakische opkomst" van de „hondster" Sirius, welke in Juni valt, het aanbreken der „hondsdagen," de dagen der grootste zomerhitte aan, een benaming die men ook thans nog in den volksmond en in enkele volksalmanakken ontmoet. GROOTE PAARD. Zie bij Andromeda en Cassiopeia. HET HOOFDHAAR VAN ^"tA^ £ BbKfcJNiCb yoor bij Tycho Brahe (1546—1601). In den atlas van Bayer is het vervangen door een der oudere voorstellingen n.1.: samenge- 50 DE STERRENBEELDEN 51 bonden korenaren aan de voeten van Boötes; de meeste beschrijvingen spreken echter van de Haren of het Hoofdhaar als deel van het sterrenbeeld de Leeuw en later is de benaming van Tycho Brahe algemeen overgenomen. Berenice, echtgenoote van een der Ptolemaeën (245 v. Chr.), deed, toen deze kort na de bruiloft tegen de Syriërs ten strijde moest trekken, aan Venus de gelofte, dat zij deze, mocht haar echtgenoot als overwinnaar uit den strijd wederkeeren, haar prachtige hoofdhaar offeren zou. Toen dit echter geschied was en zij het afgesneden haar naar den tempel had gebracht, werd het gestolen in den nacht, die aan de offerplechtigheid vooraf ging. Om de wanhoop der vorstin te doen bedaren, wees toen de astronoom Konon haar en haren echtgenoot een verspreide sterrengroep aan, zeggende dat Venus het offer reeds aanvaard, en naar den hemel overgebracht had. Hij teekende het toen als zoodanig op den hemelbol van de sterrenwacht te Alexandrië. DE JACHTHONDEN f* b!eId van Hevelius- Zijne bedoeling was aan te geven dat Boötes, den Beer vervolgende, deze dieren aan de hand houdt. De eenige opvallende ster van dit beeld is a, door Halley als „het hart van Karei II" (Cor Caroli) aangeduid. Het is de eerste opvallende ster die men op het verlengde van de verbinding a y van den Groofen Beer tegenkomt. DE KLEINE BEER ^e P°°^ster bevindt zich thans op 10.1 van de hemelpool verwijderd; tengevolge van de op bldz. 24 genoemde praecessiebeweging is deze afstand echter langzaam veranderend. In 26000 jaar beschrijft de hemelpool een cirkelvormige baan rond de pool der ecliptica; ten tijde van Hipparchus (bldz. 41) was de hemelpool hierdoor 12°, d.i. 24 maal de middellijn der maanschijf, van de ster a Ursae minoris verwijderd. Sedert dien is zij steeds dichterbij gekomen, maar zal er niet mede samenvallen; 52 DE STERRENBEELDEN de kortste afstand zal o°.5 bedragen (in het jaar 2100). DE KLEINE HOND. ^ dit beeId, valt alleen de heldere ster Procyon op, een naam ontleend aan het Grieksche ngo-xvcov (vóór den Hond. Hare opkomst ging nl. voor Alexandrië ongeveer 20 min. aan die van Sirius vooraf.1) Wanneer men op een maanvrijen avond naar een plek aan den hemel kijkt, gelegen ongeveer op het midden der lijn PolluxRegulus, dan zal men daar een voor 't bloote oog duidelijk zichtbaar lichtend wolkje zien, dat zich reeds na beschouwing door een tooneelkijker als een zeer fraaie, verspreide sterrengroep doet kennen. Deze bevindt zich in het midden van het kleine sterrenbeeld de Kreeft en draagt den naam Praesepe (de Krib). De Engelschen noemen ze vaak the Bee-hive (de Bijenkorf). r>_ j „„T„Tr behoort met Orion en den Groofen Beer DE LEEUW . _ j l ■ . * ij tot de meest uitgestrekte sterrenbeelden; met den naam wordt bedoeld de leeuw, die door Hercules in het Nemeïsche woud gedood werd. Aan de helderste ster werd door Copernicus (1473-1543) de naam Regulus gegeven, in overeenstemming met den Griekschen naam BaaiUaxog (koninkje). Half November van elk jaar zijn er rondom het sterrenbeeld de Leeuw talrijke z. g. „vallende sterren" waar te nemen, welker banen aan den hemel elkander, achterwaarts verlengd, ongeveer in één punt snijden. Dit punt, het „straalpunt der Leonide n," ligt op het midden der lijn y e. DE LIER *S een sterrenbeeld dat op zomeravonden reeds bij een eersten blik naar den hemel de aandacht trekt door de aanwezigheid der schitterende ster Wega (Arabisch: de vallende adelaar). Daaronder ziet men 3 heldere sterren en 1 minder hel- l) Voor onze breedte is dit verschil meer dan een uur; op 30° Noorderbreedte komen Procyon en Sirius gelijktijdig op en voor Zuidelijker gelegen plaatsen.is Procyon geen tzqo-xvcov meer. DE STERRENBEELDEN 53 dere ster, die op opvallend regelmatige wijze de hoekpunten van een parallelogram vormen. Ook in dit beeld bevindt zich, nabij de ster e een straalpunt van vallende sterren, de L y r id en, welker verschijning omstreeks 20 April van elk jaar te verwachten is.1) DE MAAGD Verlengt men het beloop van den staart van den Grooten Beer over Arcturus heen, dan bereikt men de heldere ster Spica van het beeld de Maagd. Zij staat met Arcturus en Denebola (/? Leonis) in de hoekpunten van een gelijkzijdigen driehoek. Oudtijds werd dit beeld geteekend als een jonge, gevleugelde vrouw met een tak in de eene, en een aar in de andere hand, als symbool van den veldarbeid. Zij is met zeer vele andere godinnen vereenzelvigd, o.a. met Themis, aan wier voeten het sterrenbeeld de Weegschaal geplaatst is. Van den laatsten naam is overigens de meest gangbare verklaring deze, dat als de zon zich in dit beeld bevond, er evenwicht was tusschen dag en nacht. DE NOORDERKROON een halve cirkel van ster' . ren ten Oosten van Boötes. tiet is de kroon van Ariadne, waarvan Ovidius verhaalt dat ze door Bacchus ten hemel werd geworpen, toen hij Ariadne, die door haar schaker Theseus weeklagende aan het strand was achtergelaten, te hulp gesneld was. ORION2) de reus die de Pleiaden achtervolgt. Betelgeuze beteekent de schouder, Rigel het been van den reus. Orion is het mooiste beeld der winteravonden; de heldere, roode ster Betelgeuze vormt met Procyon en Sirius een reusachtigen, gelijkzijdigen driehoek, die vooral opvallend is in de vooravonden van April, wanneer in het Westen nog geen andere sterren zichtbaar zijn. Opvallend in Onön zijn ook de drie nagenoeg op een rechte lijn gelegen heldere sterren ö, e en C de z.g. „drie koningen," „Jacobstaf" of „gordel *) Voor de verklaring hiervan, zie het Vijftiende hoofdstuk. -) Klemtoon op de i. 53 54 DE STERRENBEELDEN van Ocion." Onder strekt zich een rij zwakkere sterren, het „zwaard van Orion" uit, in welker midden zich een belangwekkende nevelvlek (de Orion-nevel) bevindt, die echter niet voor het bloote oog als zoodanig te herkennen is. In het jaar 1807 deelde het Bestuur van de Universiteit te Leipzig in een zeer slaafs gesteld adres aan keizer Napoleon I mede, dat het de sterrengroep, die tot dusverre bekend was als „de gordel en het zwaard van Orion", tot een afzonderlijk sterrenbeeld wilde verheffen met de benaming „Napoleontische sterren." Fig. 17 is een afdruk van de bij dit adres gevoegde teekening. Zie bij Groote Beer en DE OSSENHOEDER. jachthlnden. De boog a p y Andromedae loopt op a FLKbbUt» pgj-seï aan; deze ster is de middelste en helderste van het drietal d a y dat een flauw gebogen lijn vormt en dadelijk de aandacht trekt, indien men eenmaal (zie de alignementen bij de beschrijving van den Grooten Beer) de heldere ster Capella van den Wagenman gevonden heeft. Bij afwezigheid van maanlicht ziet men even ten W. van r\ Persei' een dubbelen sterrenhoop, die zich aan het bloote oog als een lichte, vlokkige massa voordoet, doch reeds in een tooneelkijker zijn werkelijke natuur verraadt. Merkwaardig in dit sterrenbeeld zijn nog de veranderlijke ster Algol (ter plaatse van het Medusahoofd) reeds in 1669 ontdekt, en het straalpunt van eene groep van vallende sterren, de „Perseïden," die zich elk jaar voornamelijk in de eerste helft van Augustus vertoonen. ™? va-mi De lÜn die a Pecseï met Algo1 verbmdt DE RAM. wijst naar dgn Ram een beeid dat alleen door de dicht bijeen gelegen sterren aftyde aandacht trekt. Tir™ cruTD SBrn De naam van dit zeer uitgeHET SCHIP AKUU. strekta Zuidelijke sterrenbeeld, komt zelden meer in catalogi a.a. voor, daar het gebrui- .54 ORION FIG. 17. VOORGESTELDE WIJZIGING IN DE KLASSIEKE AFBEELDING VAN HET STERRENBEELD ORION 56 DE STERRENBEELDEN kelijk is geworden, de onderdeden van het schip, n.1. den Achtersteven (Puppis), de Kiel (Carina), de Zeilen (Vela) en den Mast (Malus) als afzonderlijke sterrenbeelden op te vatten. Op de snijding van achtersteven en kiel vindt men de ster Canopus, die in helderheid op Sinus volgt; de naam is een verbastering van K&vtofSo?, den loods van koning Menelaus. Canopus is op onze breedte onzichtbaar, doch vertoont zich op 37° N. Br. (dus bijv. in de Middellandsche zee) reeds even boven den Zuidelijken horizon. r>p cruoRPTOFM is evcnmin °P onze breedte in DE SCHORPIOEN zijn gched zkhtbaar. Komt men echter Zuidelijker, dan is het een der mooiste, zoo niet het allermooiste sterrenbeeld van den geheelen hemel. De heldere, opvallend roode ster Antares is voor ons uitsluitend in de vóór-zomeravonden laag boven den Zuidelijken hemel zichtbaar (<5 = - 260 14') ; zij dankt haar naam van „mededinger" van Aorjg (de roode planeet Mars) uitsluitend aan hare kleur. DE SLANGENDRAGfcR, bedd de Slang jQ beide handen) is een weinig gemakkelijk te herkennen constellatie. De helderste ster, a, staat met Wega en Altair nagenoeg in de hoekpunten van een gelijkzijdigen drie hoek. „_ In het rechteroog van den stier staat de ut öllfcK. bel(jere roode ster Aldebaran, d.i. de Volgeling; ze „volgt" n.1. de Pleiaden. Deze ster is in het najaar gemakkelijk onder de beelden Wagenman en Perseus te vinden, in het voorjaar bovendien met behulp van den gordel van Orion. Verlengt men dezen n.1. naar het N.W., (rechts boven) dan komt men in de buurt van Aldebaran, verlengt men hem naar het Z.O., dan bereikt men Sirius. Op deze denkbeeldige lijn ligt de gordel vrijwel midden tusschen deze beide heldere sterren in. In de onmiddellijke nabijheid van Aldebaran vindt .5.6 DE STERRENBEELDEN 57 men een sterrengroep, welke de Hyaden heet; hare ,.schemeringsopkomst" (bldz. 50) viel samen met het begin van den regentijd (veiv = regenen). DE TWEELINGEN *s.. een naam die ontstaan moet zijn uit de aanwezigheid der twee nagenoeg even heldere sterren Castor en Pollux. De eerste (a Geminorum) is minder helder dan de tweede (P Geminorum). Bayer was overigens gewoon aan de sterren uit een beeld de letters a p y enz. te geven, in volgorde van hare helderheid. Men komt in oude beschrijvingen deze sterren ook tegen onder de namen Apollo en Hercules, twee engelen, Adam en Eva enz. Reeds in een betrekkelijk kleinen kijker (bijv. met een objectief van 10 cm. middellijn) kan men Casfor zien als twee duidelijk van elkaar gescheiden, nagenoeg even heldere sterren; zij is de fraaiste dubbelster van den hemel.x) DE VISSCHEN Wanneer men zich den boog a p y van den Ram verlengd denkt, ontmoet men een ster, die, hoewel zwakker dan deze drie, toch in haar omgeving opvalt; deze ster is a van de Vtsschen; van haar uit gaan in twee richtingen, naar het O en NO, „linten" van sterren, aan welker uiteinden men zich de visschen moet denken. Dit beeld bevat thans het Lentepunt V. DE WAGENMAN 's een der klassieke sterrenbeelden, over welker juisten oorsprong men in het duister tast; zeer waarschijnlijk hangt zijn „schemeringsopkomst" met het terugkeeren van de lente samen. De wagenman houdt een zweep in de eene en een geitje (de heldere circumpolaire ster Capella) in de andere hand. Capella is te vinden op het verlengde der lijn d a van den Grooten Beer, in de Juni-avonden echter zeer laag boven den horizon (d = 4- 450 54'). Dit sterrenbeeld valt dadelijk op als een groote vijf- ) Theoretisch kan men de beide ,,componenten" reeds met een veel kleineren kijker scheiden. Zie bldz. 118. DE STERRENBEELDEN hoek, waarvan a /S & en t vier der hoekpunten vormen, terwijl jö Tauri het vijfde is. Deze laatste ster vormt onder den vijfhoek, met £ Tauri en Aldebaran de hoekpunten van een grooten, ongeveer gelijkbeenigen driehoek, die Aldebaran tot top heeft. t^c \\TAf iTicru lS een zeer uitgestrekt sterrenbeeld, Uh WALVlbCrl zuidelijk van de V7sscfren gelegen, waarvan dadelijk de drie heldere sterren a, y en d als hoekpunten van een stompen driehoek de aandacht trekken. Op de lijn a ó vindt men, veel zuidelijker, de heldere ster /?, maar op gezette tijden, die ongeveer I I maanden uiteen liggen, zal men op diezelfde lijn nog een opvallend heldere en tevens roode ster (o) opmerken, die op andere tijdstippen veel zwakker is dan de grens van zichtbaarheid voor het menschelijke oog. Deze zoo sterk veranderlijke ster heet Mz'ra (de verwonderlijke) . Hare plaats op de lijn a ó is het voetpunt van de loodlijn uit a Piscium er op neergelaten. ._„„ ^cTrcMz-ccTCDMTc dat pas in het najaar HET ZEVENGESTERNTE, }n d(£ vooravond zicht_ baar wordt, is (zie de opm. op bldz. 45) een sterrengroep, geen eigenlijk sterrenfeee/d. De meeste normale oogen onderscheiden zonder bepaalde inspanning slechts 6 sterren; scherpe oogen zien er 10 of 11; een kleine kijker verraadt er echter reeds 36, terwijl een door den Amerikaanschen sterrenkundige Elkin samengestelde Pleiaden-catalogus er 625 bevat. De naam schijnt afgeleid te zijn van nMv (varen); de „schemeringsopkomst" van deze sterrengroep kondigde het begin der lente en daarmede het gunstige seizoen voor de zeevaart aan. De helderste sterren hebben de namen gekregen van de 7 dochters van Atlas en Pleione; later zijn er de namen der ouders aan toegevoegd. Van al deze namen is echter alleen die van de helderste ster Alcyone (j? Tauri) min of meer in gebruik gebleven. In de legenden van vele beschaafde en onbeschaafde volken speelt het Zevengesternte een rol, terwijl de ver- .58.; DE STERRENBEELDEN 50 gelijking met een troep kuikens in den volksmond overal merkbaar is. Zoo spreken de Franschen van La poussinière, de Italianen van La galinette, de Duitschers van „die Glucke wit ineen Kuchlein," de Denen van Aftenhöne enz. Het Zevengesternte is eenerzijds geen eigenlijk sterrenbeeld om de compacte groepeering der sterren, maar anderzijds eerst recht omdat vele van deze sterren in werkelijkheid bijeen schijnen te hooren. Elk ander sterrenbeeld is een groepeering van sterren aan de sfeer; deze hebben in werkelijkheid niets met elkander gemeen, staan op verschillende afstanden van ons zonnestelsel, hebben andere bewegingen en een anderen graad van ontwikkeling. Het Zevengesternte echter is ,,im groszen und ganzen" een groepeering van sterren in het Heelal, met gelijke bewegingen en gelijken graad van ontwikkeling. DE ZUIDERVISCH 's voor ons lin<^ a^s beeld van geen belang; wie echter een vrijen Zuidelijken horizon heeft, zal daar (1 Oct. te 10 u., 15 Oct. te 9 u. en 1 Nov. te 8 u.) op een hoogte van 8° een heldere ster zien schitteren, welker helderheid, indien men ze hoog aan den hemel kon zien, die van Regulus en Deneb zou evenaren. Nu haar licht echter een zooveel grooteren afstand door onzen dampkring moet doorloopen, schijnt ze ons, doordat er meer van haar lichtsterkte opgeslorpt wordt, zwakker dan deze beide, maar ze blijft toch, vooral door het ontbreken van heldere sterren in hare buurt, een opvallende verschijning, die zelfs een getrouw waarnemer van den hemel telkens weer verrast. Deze ster is Fomalhaut, een naam die, naar het schijnt, is ontleend aan een Arabisch woord dat vischbek beteekent. DE ZWAAN de Ouden ook de Vogel of de Kip geheeten, is een zeer opvallend, voor onze breedte nagenoeg circumpolair beeld; het heeft den vorm van een rechthoekig kruis, waarvan a y p3 de lange, en eyd£ de korte arm is. Wil men zich de klassieke 5.S 6o DE STERRENBEELDEN figuur van den vogel denken, dan is diens bek bij /?. het begin van den staart bij a (Deneb) gelegen. Zie ook bij den Leeuw, waar de ster aan den staart Denebola heet. Over den voor ons speciaal Zuidelijken hemel, d.w.z. over de sterrenbeelden, die in hun geheel gelegen zijn op eene Zuiderdeclinatie grooter dan 35°, zullen wij slechts enkele woorden zeggen. Een heldere poolster ontbreekt, zoodat de plaats der Zuidpool niet onmiddellijk te vinden is; men kan ze ongeveer vinden door den langen arm van het Zuiderkruis maal te verlengen. HET ZUIDERKRUIS ^{^ft !V £ staat in hoofdzaak uit vier heldere, dicht bijeen geplaatste sterren in den vorm van een rechthoekig kruis, dat de bijzonderheid heeft, dat de sterren aan de uiteinden van den langen arm nagenoeg dezelfde rechte klimming hebben, en dus in den meridiaan hetzelfde azimuth. Bij zijn meridiaansdoorgang staat dus het kruis verticaal. De lange arm wordt gevormd door de sterren a(i .2de grootte) en y (1.9 gr.); de korte arm door A (i-7 gr-) ^ (3>3 gr-)Zeer opvallend zijn verder aan den Zuidelijken hemel de „Kaapsche Wolken" en de „Groote kolenzak." DE KAAPSCHE WOLKEN OF %^Z^™1 WOLKEN VAN MAGALHAES d L _ 70» (de „groote" wolk) en op a = on 45m d = — 700 (de „kleine" wolk). Zij zien er voor het bloote oog als compacte deelen van den Melkweg uit, liggen echter op grooten afstand daarvan en blijken bij telescopische beschouwing te bestaan uit de meest grillige opeenhooping van sterren, sterrenhcopen en onoplosbare nevels. Daar sterrenhoopen aan den hemel meestal gevonden worden in gebieden, die ver verwijderd zijn van die waarin men de meeste nevels aantreft, zijn groepeeringen als de hier beschrevene even geheimzinnig als be- 60 DE STERRENBEELDEN 6ï langwekkend; de groote Kaapsche Wolk beslaat een oppervlak aan de sfeer even groot als de vierhoek a ft y d van den Grooten Beer. DE KOLENZAK *s 'n tegensteHmg rnet de Wolken een plek die volkomen donker is. Zij bevindt zich in den Melkweg, dus in een gebied waar overigens de hemel één lichtende gordel is, en wel bij het zooeven beschreven Zuiderkruis, dat daardoor een des te meer opvallende verschijning is. Deze donkere plek is niet de eenige in den Melkweg; de andere zijn echter minder in het oog loopend. Wij komen er bij de beschrijving van den Melkweg in het Negentiende hoofdstuk uitvoeriger op terug. Ten slotte een en ander over den z.g. „Dierenriem" (Zodiacus). Deze is een strook van ongeveer 8° terweerszijden van de ecliptica, welke breedte samenhangt met de grootste helling die bij de banen der groote pla« neten voorkomt. Noch omtrent de reden waarom hier juist dieren een rol spelen, noch omtrent het ontstaan van de andere namen der sterrenbeelden, die in dien hemelgordel geplaatst zijn, is iets met zekerheid te zeggen; zeer waarschijnlijk is de Dierenriem een voortbrengsel van de oud-Babylonische beschaving en heeft hij zijn naam ontleend aan de omstandigheid dat de planeten (dwaalsterren) wel vergeleken werden met grazende of zwervende dieren. Zooveel is echter zeker, dat waarschijnlijk door toedoen der Egyptische en Grieksche sterrenkundigen niet alle dierennamen bewaard zijn gebleven. De Dierenriem wordt door de z.g. „teekens van den Dierenriem" in 12 deelen verdeeld. Deze teekens zijn de volgende: T Ram ft Leeuw * Schutter Y Stier trp Maagd ~% Steenbok Hj. Tweelingen «0= Weegschaal xz Waterman 25 Kreeft m. Schorpioen X Vi sschen DE STERRENBEELDEN 62 Ook deze indeeling moet van Babylonischen oorsprong zijn; men wist echter, toen zij gemaakt werd, niet dat de beelden-, en de teekenindeeling ten opzichte FIG. 18. DE DIERENRIEM VAN DENDERAH van elkaar verschuiven. Door de praecessiebeweging verplaatst zich echter het nulpunt T der teeken-indeeling ten opzichte van den vasten hemel; daardoor loopen de FIG. 19. JAPANSCHE DIERENRIEMBEELDEN (Uit: Bulletin de la Société Astronomique de France. Jrg. 1905.) 64 DE STERRENBEELDEN teekens in de reeks der beelden terug, en het teekenV bevindt zich thans in het beeld Visschen. Daar de praecessiebeweging nauwkeurig bekend is, kan dus het vinden van oude Dierenriem-voorstellingen waarde hebben FIG. 20. DIERENRIEM, GEGRAVEERD IN EEN EDELSTEEN (Uit: Bulletin de la Société Astronomique de Ftance Jrg. 1912.) voor de vaststelling der periode waarin ze ontstaan zijn, mits het Lentepunt tevens is aangegeven. De eerste vondst van dien aard had plaats in 1798 DE STERRENBEELDEN 65 tijdens Napoleons expeditie in Boven-Egypte, n.1. de dierenriem in den tempel van Denderah (Fig. 18) waarmen, daar de Leeuw zich het meest nabij den ingang bevond en dus waarschijnlijk het Lentepunt bevatte, een ouderdom van 6100 jaren meende te mogen afleiden. Later bleek echter, dat deze tempel van zeer veel jongeren datum is. Uit Egypte zijn misschien de dierenriemvoorstellingen naar Indië, China en Japan verspreid en in elk nieuw land naar de omstandigheden vervormd Zoo vinden wij (Fig. 19) onder de Japansche dierenriemteekens alleen den Stier terug. Daar de Dierenriem met zijn teekens en de steeds wisselende plaatsen der leden van het zonnestelsel in den zodiakalen gordel den grondslag vormden voor de sterrenwichelarij, vindt men in oude beeldhouwwerken herhaaldelijk de beelden van den Dierenriem afgebeeld. Zoo o.a. in de cathedralen van Amiens en Chartres, op oude astronomische pendules, op medailles, armbanden en zuilen (o.a. in het museum te Arles). Als een zeer fraai specimen geven wij in Fig. 20 de afbeelding van een dierenriem, gegraveerd in een der edelgesteenten van het Huis van Orleans. *) x) Er bestaat een boekje van A. B. Grimaldi, getiteld: Catalogne of zodiacs and planispheres, waarin alle plaatsen op aarde genoemd zijn waar men. geheele of gedeeltelijke afbeeldingen van den dierenriem kan aantreffen. Een exemplaar daarvan is aanwezig in de Universiteits-Bibliotheek te Utrecht. Sterrenkunde 6 IV. DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE Een waarnemer op aarde is gedwongen zijn werk te verrichten op den bodem eener luchtzee, die aan vele wisselingen tengevolge van temperatuur- en drukveranderingen onderworpen is; wij zullen in het kort nagaan op welke manieren deze omstandigheid invloed kan uitoefenen op de uitkomst der waarnemingen. REFRACTIE ^en licritstraal die uit de eene middenstof (den vrijen aether) treedt in eene middenstof (de lucht) waarin het licht een kleinere snelheid heeft, wordt „gebroken" in dien zin, dat de hoek tusschen den lichtstraal en den normaal op het scheidingsvlak der middenstoffen verkleind wordt. Denkt men zich den dampkring te bestaan uit oneindig vele concentrische lagen, welker dichtheid naar de aarde toe gestadig toeneemt, dan heeft een lichtstraal, komende van een lichtbron S naar den waarnemer C (Fig. 21) eerst, in den aether, een recht beloop Sa, daarna, in de lucht, een gebogen beloop aC. De waarnemer ontvangt den indruk alsof het licht komt uit de richting van de raaklijn uit zijn oog aan de gebogen lijn getrokken, dus uit de richting SiC; zonder den invloed der refractie (straalbreking) zou hij de lichtbron in de richting C S2 evenwijdig aan aS gezien hebben (vergelijk hetgeen bij Fig. 3 werd opgemerkt). Daar de schijnbare (foutieve) richting waarin de lichtbron gezien wordt, een grooteren hoek met den horizon maakt dan de ware richting, kunnen wij zeggen: de refractie vergroot de hoogte van alle hemellichten. Het bedrag van die vergrooting is echter afhankelijk van de hoogte zelve. Staat een hemellicht zoo hoog mogelijk („in top"), dan valt de lichtstraal samen met den zooeven genoemden normaal, hij snijdt de dampkringslagen loodrecht en gaat ongebro- DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE 67 ken door. De refractie is dan dus nul; naarmate de hoogte van het hemellicht echter afneemt, doet haar invloed zich steeds meer gelden, aanvankelijk nauwelijks merkbaar, maar voor kleinere hoogten tot een betrekke- FIG. 21. REFRACTIE lijk. groot bedrag aangroeiend. Vooreerst toch wijkt de gebroken lichtstraal verder af naarmate het licht schuiner invalt, maar bovendien heeft de invallende straal dan een langeren weg door den dampkring af te leggen, waardoor de kromming sterker wordt. Door de refractie zijn dus bijv. de zon en de maan schijnbaar vroeger op en schijnbaar later onder dan in werkelijkheid1) ; door denzelfden invloed lijken zij dicht bij den horizon ei-vormig. De uiteinden a en b (Fig. 22) van de horizontale middellijn worden n.1. door refractie met een gelijk bedrag, de uiteinden c en d van de 1) Op onze breedte bedraagt dit verschil 2 tot 5 minuten. 68 DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE verticale middellijn met een ongelijk bedrag boven den horizon gelicht, maar c met een kleiner, d met een grooter bedrag dan a en b. De refractie werkt in een verticaal vlak, verandert dus FIG. 22. INVLOED DER REFRACTIE OP ZON EN MAAN de hoogte, maar niet het azimuth der hemellichten; op welke wijze ze de declinatie en rechte klimming zal veranderen hangt af van den stand der parallel ten opzichte van het verticale vlak, d.w.z. van den uurhoek. Is deze ou, dan staat dit vlak loodrecht op de parallel van het hemellicht (het valt samen met het meridiaanvlak) en de refractie verandert de declinatie, maar niet de rechte klimming; in andere uur-hoeken echter staat het verticaalvlak niet loodrecht op de parallel van het hemellicht en de refractie verandert daardoor zoowel de declinatie als de rechte klimming. Het bedrag van deze verandering is tevens afhankelijk van de breedte der waarnemingsplaats; aan de pool, waar alle meridianen tevens verticalen zijn, is de invloed der refractie voor beide DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE 6c, stelsels van coördinaten dezelfde. De zon loopt er reeds langs den horizon rond vóórdat hare declinatie o° is en de lange „pooldag" wordt ongeveer 5 dagen langer, de „poolnacht" dus 5 dagen korter dan een half jaar; een deel van dit bedrag is op rekening van den schijfvorm der zon te stellen. Zoo eenvoudig als het intusschen is, den aard aan te geven van den invloed der refractie, zooveel te moeilijker is het vast te stellen op welke wijze zij afhankelijk is van de hoogte van het hemellicht en den toestand (temperatuur en drukking) van de lucht. Dit geldt vooral voor kleine hoogten, kleiner dan io°, waar, zooals o.a. blijkt uit de grillige vormen die de ondergaande zon kan aannemen, en waaronder eilanden en schepen z.g. „opdoemen," de refractie zeer onregelmatig kan zijn. Tenzij het hoogst noodzakelijk is, meet men dan ook in de practijk der waarnemingen geen hoogten boven den horizon kleiner dan 10°; terwijl toch de refractie in den horizon gemiddeld 3 6' bedraagt, is zij op een hoogte van 10^2° nog maar 5' en verloopt vandaar vrij regelmatig; ze bedraagt 1' voor een hoogte van 450 en slechts 5" voor h = 85 °. EXTINCTIE ondergaat bij zijn gang door den dampkring niet alleen een richtings-, maar tengevolge van absorptie door zijn gassen en terugkaatsing op de vaste en vloeibare deeltjes, ook een intensiteitsverandering. Het bedrag hiervan hangt van drie omstandigheden af. 10 van de hoogte van den waarnemer boven het aardoppervlak. 20. van de hoogte van het hemellicht boven den horizon. 3°. van de kleur van het hemellicht. Hiervan zijn de sub. i° en 1° genoemde omstandigheden eigenlijk samen te voegen tot deze eene: de intensiteitsvermindering (extinctie) hangt af van de lengte van den weg, dien het licht door den dampkring 7Q DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE moet afleggen, alvorens het oog van den waarnemer te bereiken. Hoe lang die wegen ivoor verschillende hoogten van een hemellicht precies zijn, is moeilijk te zeggen ; de juiste hoogte toch van den dampkring, voor zoover men hiervan ten minste spreken kan, is onbekend (wij ontvangen nog teruggekaatst zonlicht van dampkringsdeeltjes op een hoogte van ongeveer 200 K.M. boven het aardoppervlak) en de dichtheidsvermindering evenzoo. Men kan echter wel berekenen hoe die wegen zich ongeveer zullen verhouden en vindt dan, dat een lichtstraal, komende van een hemellicht io° boven den horizon, een dampkringsweg van 47 K.M. moet afleggen tegen eenen van 16 K.M. als de hoogte 300 geworden is; de verdere vermindering met de hoogte geschiedt echter veel langzamer en als het hemellicht „in top" staat, is de dampkringsweg, in deze verhoudingsmaat uitgedrukt, 8 K.M. geworden. De wegen zijn dus in elk geval zeer verschillend: hoe langer de weg en hoe grooter de dichtheid der lucht, des te grooter is de extinctie en daar deze factoren voor een laag staand hemellicht samenwerken, neemt hiervoor de extinctie een groote waarde aan. Maar ook voor een hemellicht „in top" is ze niet onaanzienlijk. In het gunstigste geval gaat 25% van zijn licht door absorptie in de dampkringslagen voor den waarnemer verloren, een bedrag dat voor een hemellicht even boven den horizon vele malen grooter wordt. Deze bedragen wisselen echter tengevolge van het sub 30. genoemde; wij zullen in het Achtste hoofdstuk leeren dat het z.g. „witte" licht uit verschillende kleuren is samengesteld, welke echter niet gelijkelijk door den dampkring der aarde verstrooid worden. Blauwe lichtstralen gaan tot een grooter percentage verloren dan roode en als een roode en een blauwe ster „in top" even helder schijnen, lijkt bij hun opkomst en ondergang de roode merkbaar helderder. Hetzelfde verschijnsel is oorzaak dat de extinctie bij het fotografeeren van den hemel een ander effect heeft als bij het waarnemen met DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE 71 het oog of, zooals men het uitdrukt, bij visueel werk. Bij helderheidsmetingen van hemellichten moet met den invloed der extinctie terdege rekening gehouden worden. HET FONKELEN DER STERREN (h.et Z S- "s c,\ n" tilleeren ). Dit verschijnsel ontstaat, doordat de luchtzee, op welker bodem wij ons bevinden, niet in rust, maar aan voortdurende, grillige bewegingen onderhevig is; de lichtstralen nemen nu hun weg door een dampkring die bestaat uit een mengeling van ongelijk verwarmde, en dus ongelijk dichte luchtstroomen die hunne richting veranderen, waardoor het oog een reeks van snel op elkaar volgende verschillende intensiteiten opvangt inplaats van een enkele standvastige. Maar voornamelijk door z.g. „interferentie" van twee lichtstralen, die wel van dezelfde lichtbron uitgaan, maar langs eenigszins verschillende wegen het oog van den waarnemer bereiken, kan het verschijnsel veroorzaakt worden. Een ster vertoont zich daardoor in een kijker niet als een scherp, rustig puntje, maar als een onrustig vlokje en voor het bloote oog „fonkelt" ze. Men kan hiervan in het algemeen zeggen dat laag staande sterren meer fonkelen dan hoog staande, witte meer dan gele en roode, en dat het verschijnsel sterk afhankelijk is van den plaatselijken toestand van den dampkring. Lage temperatuur bevordert het fonkelen, dat dan ook 's winters meer opvalt dan 's zomers. Bij de maan is het verschijnsel niet, bij de planeten nauwelijks merkbaar; doordat zij een schijf vertoonen, aanschouwen wij een regelmatigen toestand als gemiddeld resultaat van de onregelmatigheden der verschillende punten van de schijf. Het fonkelen der sterren is een maatstaf voor de rustigheid der lucht, welke vaak wordt aangelegd bij het beoordeelen der wenschelijkheid tot het verrichten van bepaalde fotografische opnamen. 72 DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE DE SCHIJNBARE VORM J-eeds ™l h€t midd*n VAN HET HEMELGEWELF der ons de opmerking dat wij het hemelgewelf niet als een halven bol zien, maar als een oppervlak dat sterk afgeplat is in de richting naar het zenith. Het bedrag van die afplatting schijnt voor eiken waarnemer anders te zijn, en overdag verschillend van 's nachts. Een aannemelijke verklaring van dit verschijnsel is niet gegeven. Men zou geneigd zijn te denken, dat door dezen afgeplatten vorm de schatting met het bloote oog van de hoogte eener ster geheel foutief moet uitvallen, ja men heeft omgekeerd gemeend uit dergelijke foutieve schattingen het bedrag der afplatting te kunnen geven. Latere onderzoekingen hebben echter aangetoond, dat deze maatstaf onzuiver is; een waarnemer kan na eenige oefening, ofschoon hij het hemelgewelf sterk afgeplat ziet, de hoogte eener ster binnen een paar graden nauwkeurig schatten. DE SCHIJNBARE VERGROOTING Zo°weI dc zon AAN DEN HORIZON ,n de maa* , de sterrenbeelden lijken op geringe hoogte boven den horizon sterk vergroot. Ook dit, reeds aan de Grieken bekende, verschijnsel is niet verklaard; meet men met een hoekmeetinstrument de middellijn der voor het bloote oog sterk vergroot lijkende zonneschijf, dan krijgt men geen verschil met een meting bij grootere hoogte der zon. De vergrooting is dus schijnbaar; zij valt bij sterrenbeelden nog sterker op dan bij de zon of de maan. De „Wagenman" en „de Leeuw" bijv. twee zeer markante groepeeringen, lijken even boven den horizon zoo sterk vergroot, dat men ze, als ze dicht bij het zenith staan, bijna niet zou herkennen. Langen tijd heeft men gemeend, dat het sterk afgeplat zien van het hemelgewelf de schijnbare vergrooting aan den horizon veroorzaakt, maar deze meening is niet meer vol te houden, sedert het verschijnsel ook in het veld van een kijker is waar- DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE 73 genomen. Bij de waarneming van veranderlijke sterren moet hare helderheid vaak in een kijker visueel geschat worden, door ze te vergelijken met de helderheid van omringende, niet veranderlijke sterren. Daar een waarnemer dit voor een bepaalde ster soms jaren achtereen doet, is hij met de groepeering dezer sterren in het veld van zijn kijker, met deze „telescopische constellatie," zóó vertrouwd geraakt, dat eventueele veranderingen hem onmiddellijk zullen opvallen, en nu is het bijv. op de Utrechtsche Sterrenwacht herhaaldelijk gebeurd, dat laag boven den horizon een sedert jaren bekende telescopische groepeering zóó sterk vergtoot leek, dat ze bij den eersten aanblik niet herkend werd. Het verschijnsel is dus, evenals het vorige, waarschijnlijk zuiver fysiologisch. T Wanneer de zon is ondergegaan houdt de directe verlichting van onze omgeving op, en blijft alleen de diffuse verlichting over, die door verschillende fasen heen, den nacht inleidt ; zij heet de avondschemering. Deze fasen kunnen voor een „normale" schemering als volgt beschreven worden1): „Wij zullen het punt van den „horizon, waar de zon ondergaat gemakshalve het „Westen noemen, ofschoon dit punt in Juni ver naar „het Noorden opgeschoven is. Bij het dalen der zon „treden over den geheelen hemel eigenaardige tinten op: „het Westen kleurt zich geelwit, het Noorden en het „Zuiden geelrood, het Oosten purper. Langzamerhand „gaan in het Westen geel en rood overheerschen, terwijl „onmiddellijk nadat de zonnebol verdwenen is, in het „Oosten een vaal kobaltblauw segment opkomt, de „aardschaduw. Zoo lang dit segment nog zeer laag op „den horizon staat, is het door een rozerooden zoom „vrij scherp begrensd. Naarmate het zich echter hooger „verheft — en dat geschiedt tamelijk snel — wordt de Buiten Jrg. 1908 bldz. 266. 74 DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE „grens vager. Een half uur na zonsondergang is alleen „nog maar te bespeuren, dat de Oostelijke hemel in „schaduw gedompeld is, terwijl zich het Westen nog in „veelkleurig licht baadt, waarin rood en geel de hoofdlinten zijn, door zachtgroen in het blauw van de hoo„gere deelen des hemels overgaande. Hier, in het Westen, „teekent zich nu hoe langer hoe duidelijker een geel „ „schemeringssegment" af; daarboven is bij zeer helde„ren hemel, gedurende korten tijd een prachtige roze„roode koepel zichtbaar, het zoogenaamde purper„licht. Een kwartier na zonsondergang omspant het „gele segment ongeveer 1200 van den horizon; het be„reikt in het Westen een hoogte van 150. Daarop rust „de halfcirkelvormige purperen koepel; zijn straal is op „300 te schatten, zoodat het purperlicht een totale „hoogte van 450 bereikt. Langzamerhand trekken zich „beide, zoowel het schemeringssegment als het purper„licht, naar den westelijken horizon terug, maar het „purper doet dit zooveel sneller, dat het in het geel „schijnt weg te zinken, na weinige minuten nog slechts „een purperen zoom daarvan vormt, en een half uur „na zonsondergang geheel verdwenen is. Tijdens de „grootste helderheid van het purperlicht beginnen de „voorwerpen in het Oosten in een levendig rozerood te „lichten: hooge sneeuwbergen vertoonen het prachtige „verschijnsel, dat men Alpengloeien noemt. Ook na het „verdwijnen van het purperlicht treden soms opnieuw „roode tinten aan den Oostelijken hemel op. Zelfs wordt „de normale schemering een enkelen keer in al hare verschijnselen door een zwakke „tweede schemering" ge„volgd." Het zelfde verschijnsel doet zich in omgekeerde volgorde vóór als inleiding van den dag; het is de ochtendschemering of dageraad. Men spreekt van het einde der „astronomische" avondschemering, als het volkomen nacht is; de zon staat dan ongeveer 180 onder den horizon. De „burgerlijke" schemering eindigt, als de DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZEE 75 helderste sterren zichtbaar worden; de zon staat dan ongeveer 6° onder den horizon. De duur der schemering is de tijd, dien de zon behoeft om langs haar dagboog deze punten te bereiken; hij is dus afhankelijk van den stand der parallel ten opzichte van den horizon d.i. van de breedte van den waarnemer en den tijd van het jaar. Voor de burgerlijke schemering wisselt hij voor ons land tusschen 48 min. (in Juni) en 36 min. (in Maart en October). De astronomische schemering duurt in Juni den geheelen nacht, in Maart en October ongeveer 2j4 uur. HET AARDLICHT, Het ^/°°r de hand aan te nemen, dat op een donkeren, maanvrijen nacht de plekken aan den hemel, waar wij geen sterren zien, toch licht uitzenden. Wij behoeven immers slechts deze schijnbaar donkere plekken in een grooten kijker te bezien om de aanwezigheid van honderden en soms duizenden sterren te constateeren. Bovendien verspreidt het licht der sterren zich evenals dat van zon en maan door terugkaatsing op de dampkringsdeeltjes; wij weten dat dit „diffuse" zonlicht de eigenlijke verlichting van onzen daghemel veroorzaakt en het is duidelijk dat het „diffuse" sterrenlicht de donkerheid van onzen nachthemel vermindert *) ; hierdoor zou echter de nacht-hemel donkerder moeten zijn, naarmate de beschouwde plekken dichter bij den horizon zijn gelegen. Onze landgenoot Yntema heeft echter in 1909 uit een reeks waarnemingen aangetoond, dat de helderheid grooter is voor plekken dichtbij den horizon, en daaruit voor het eerst met cijfers bewezen, dat de verlichting van den (nachtelijken) hemel mede haar oorzaak vindt in een nog onbekende lichtbron, welke misschien van gelijken aard is als die welke het „Noorderlicht" doet optreden; hij heeft aan deze zwakke ver- x) Een globale berekening, steunende op statistische gegevens van het sterrenstelsel, leert, dat gemiddeld de totale verlichting van elk halfrond gedacht kan worden als te ontstaan uit de aanwezigheid van 675 sterren der eerste grootte. 76 DE WAARNEMER OP DEN BODEM DER LUCHTZÊE lichting den naam A a r d-1 i c h t gegeven. Het aardlicht is ook in de vorige eeuw herhaaldelijk opgevallen en min of meer nauwkeurig beschreven, echter nooit met behulp van instrumenten onderzocht; het moet niet verward worden met de vaak zeer merkwaardige verlichting van den hemel door z.g. „lichtende nachtwolken," welke waarschijnlijk plaatselijke dampkringsverdichtingen zijn op abnormaal grooten afstand boven het oppervlak der aarde. Het werk van Yntema is later in Amerika, o.a. door onzen landgenoot van Rhijn, toen deze tijdelijk op Mount Wilson verblijf hield, voortgezet. Deze meent uit zijn waarnemingen te mogen afleiden dat het Aardlicht van de ecliptica-pool naar de ecliptica regelmatig toeneemt en dat dus de verklaring ervan meer in de richting van het Zodiakaal-licht (16de hoofdstuk) dan in die van het Noorderlicht gezocht moet worden. V. HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN Onder „het Zonnestelsel" verstaan wij, strikt genomen, de zon, de planeten, de manen der planeten, de kometen en de vallende sterren; wij zullen ons echter in dit hoofdstuk bepalen tot eene korte beschrijving van den bouw van het zonnestelsel voor zoover het de planeten betreft, welker beweging, zooals wij ze aan den hemel waarnemen, tevens zal worden nagegaan. Een beschrijving der hemellichten van het zonnestelsel moge dan in de 2de Afdeeling eene plaats vinden. De groote planeten dragen de volgende namen: Mercurius, Venus, de Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. De. kleine planeten, waarvan er op 1 Januari 1926 meer dan 1000 bekend waren, worden, hoewel ook zij namen ontvangen hebben, meestal door een nummer aangeduid; de vier eerst ontdekte heeten Ceres, Pallas, Juno en Vesta. Voor al deze „permanente" leden van het zonnestelsel gelden de volgende bepalingen en stellingen: 1. De planeten bewegen zich in ellipsen met de zon in een der brandpunten. Dit is de eerste wet van K e p 1 e r. 2. De lijn r (Fig. 23), die de zon verbindt met een willekeurige plaats eener planeet, heet een v o e rstraal; de figuur, begrensd door twee voerstralen r en r' en den daartusschen gelegen boog der ellips, heet een perk. De voerstraal doorloopt gelijke perken in gelijke tijden. Dit is de tweede wet van Kepie r. 3. De afstand A B tusschen de punten der ellips, die gelegen zijn op de lijn, die de brandpunten verbindt, heet de groote as. De halve groote as eener planeten- 78 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN baan zullen wij den gemiddelden afstand det planeet tot de zon noemen. De tweede machten van de omloopstijden van de planeten zijn evenredig met de derde machten van hunne gemiddelde afstanden. Dit is de derde wet van K e p 1 e r. 4. De drie bovenstaande wetten zijn gevolgen van de door Newton (1643—172.7) gevonden „wet der algemeene aantrekking," luidende: Elk massadeeltjes oefent op elk ander massadeeltje een aantrekkende kracht uit, die evenredig is aan het product hunner massa's en omgekeerd evenredig aan de tweede macht van hun afstand. Zeer waarschijnlijk geldt deze wet ook buiten de grenzen van het zonnestelsel. 5. De bewegingszin, is, van de zon uit beschouwd, voor alle planeten dezelfde, n.1. voor een beschouwer ten Noorden van de ecliptica tegengesteld aan die van de wijzers van een uurwerk. 6. De loopbanen der groote planeten zijn gelegen in vlakken, die nagenoeg samenvallen met dat der ecliptica; de grootste „helling op de ecliptica" heeft het baanvlak van Mercurius (7°o'), de kleinste heeft dat van Uranus (o° 46') ; de hellingen der kleine planeten zijn meestal grooter, in twee gevallen 35 °, in één geval zelfs 48 °. 7. Deelt men den afstand CZ van het centrum eener ellips tot het brandpunt door zijn afstand CB tot het uiteinde der groote as, dan is door deze breuk de excentriciteit gegeven. CZ c In Fig. 23 is 7^5- = — de exentriciteit (e). Van een C d a cirkel (CZ= o) is ze = o, van een parabool (CZ = CB = oneindig groot) is ze = 1. De excentriciteit der planetenbanen is als regel gering. Voor de groote planeten wisselt ze tusschen 0.206 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 79 (Mercurius) en 0.007 (Venus) ; voor de kleine planeten tusschen 0.540 en 0.011. Voor een 50-tal van deze hemellichten heeft men cirkelvormige banen berekend. 8. Alle groote planeten behalve Uranus en Neptunus hebben een aswenteling in denzelfden zin als waarin hare beweging om de zon plaats heeft; de zon Wentelt FIG. 23. ELLIPS MET BRANDPUNT Z EN VOERSTRALEN r r" eveneens in dezelfde richting om hare as. Uranus wentelt in tegengestelden zin, Neptunus zeer waarschijnlijk ook. De wentelingsassen schijnen van geen der groote planeten loodrecht op het vlak van de loopbaan te staan. 9. De gemiddelde afstanden der planeten volgen niet een eenvoudige wet. Hunne verhoudingen tot den gemiddelden afstand der Aarde zijn echter vrijwel te ontkenen aan de z.g. „wet van Titius" (1766): Tel bij de getallen o, 3, 6, 12, 24 enz. 4 op. Deze wet voldeed ook na de ontdekking van Uranus (1781), indien men de afwijking percentsgewijze beschouwt, tamelijk goed, maar op den gemiddelden afstand 24 + 4 = 28 (Aarde =10) was geen planeet aanwezig, en toen Neptunus ontdekt werd (1846), bleek de wet voor deze niet te voldoen. Er zijn na de ontdekking der 2 buitenste planeten tal van pogingen gedaan om een stelselmatigheid te ontdek- 79 Wet T Planeet van a e i 2 R V d O Titius in Jaren %j« 1 ' ' 1 I I Mercurius 0.4 0.387 0.206 7° 0' 0.24 0.382 0.06 0.85 88<1 ? Venus 0.7 0.723 0.007 3 24 0.62 0.972 0.92 0.89 225° ? de Aarde 1.0 1.000 0.017 0 0 1.00 1.000 1.00 1.00 23» 56- 4* Mars 1.6 1.524 0.093 1 51 1.88 0.534 0.15 0.71 24» 37- 23* Jupiter 5.2 5.203 0.048 1 19 11.86 10.92 1309. 0.24 9" 55-- Saturnus 10.0 9.539 0.056 2 30 29.46 9.17 760. 0.13 10" 14- Uranus '[19.6] 19.183 0.046 0 46 84.02 4.03 65. 0.22 10" 50- Neptunus [38.4] 30.055 0.009 1 47 164.78 4.39 85. 0.20 7" 50- ELEMENTEN DER GROOTEPLANETEN HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 8l ken in de gemiddelde afstanden der groote planeten. Zij hebben de bedoeling een bijdrage te leveren voor het probleem van de wording van het zonnestelsel, een probleem dat wij in dit werkje niet kunnen behandelen. Gemiddelde afstand (a), excentriciteit (e), helling (r) en omloopstijd (periode, T) zijn de voornaamste „elementen" eener planetenbaan. De bijgevoegde tabel geeft deze elementen, vereenigd met enkele bijzonderheden omtrent de planeten zelf, n.1. middellijn (2 R), volume (V), dichtheid (d) en omwentelingstijd (O). De in deze tabel opgenomen verhoudingsgetallen zijn gemakkelijk tot kilometers te herleiden met behulp van de elementen der Aarde: a = 149.5 millioen KM. R. = 6378 KM. (in het aequatorvlak; tusschen de polen gemeten, is zij 22 KM. kleiner). Verder is voor de Aarde d = 5.6 maal de dichtheid van water. Eene schematische voorstelling van de onderlinge ligging der planetenbanen is aan de hand der tabel gemakkelijk te ontwerpen. Is de straal van de aardbaan 1 cm„ dan is op die schaal de afstand tot de dichtstbij zijnde ster ongeveer 3 KM.! Wij zullen nu in het kort uit het bovenstaande eenige gevolgtrekkingen maken, die van belang zijn voor de waarnemingen aan den hemel met het ongewapende oog; wij zullen daarbij de Aarde afzonderlijk beschouwen en de planeten indeelen in twee natuurlijke groepen: die waarvan de gemiddelde afstand kleiner is dan die der Aarde, de z.g. binnenplaneten, en die waarvan hij grooter is dan die der Aarde, de z.g. buitenplaneten. A. De Aarde. I. De uiteinden der groote as eener planetenbaan heeten het „perihelium" (B in Fig. 23) en het „aphelium"1). l) izegl = in de nabijheid van: éuió = verwijderd van; rjXtos = zon. Sterrenkunde 7 8l 82 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN Uit metingen van de middellijn der zonneschijf, wanneer de Aarde zich in deze twee punten bevindt, kan men gemakkelijk de excentriciteit harer loopbaan afleiden. Bevindt de Aarde zich in haar perihelium, dan wordt de schijnbare middellijn der zon gemeten als mi = 32' 36."4 = 1956."4; bevindt zij zich in het aphelium harer baan, dan geeft deze meting tot uitkomst ni2 = 31' 31."8 = 1891."8. Deze getallen zijn omgekeerd evenredig met de afstanden a± en Ü2 der zon. Uit Fig. 23 blijkt echter dat cti = a — c en ai = a 4- c £ is of, daar wij de breuk — als de excentriciteit hebben J a leeren kennen, ai — a (1 — e) en = a (1 + e). Derhalve is (1 + e) : (1 —e) = 1956.4 : 1891.8 waaruit door toepassing van de eigenschappen der evenredigheden gemakkelijk volgt: e = —-—-— - 0.01678 d. 1. ongeveer — . 1924.1 60 H. Uit de elementen der loopbaan is gemakkelijk af te leiden, dat de gemiddelde snelheid, waarmede de Aarde zich in haar baan voortbeweegt, ongeveer 3 o(juister 29.7) KM. per seconde bedraagt. Ze is grooter dan het gemiddelde, als de afstand tot de zon kleiner', en kleiner dan het gemiddelde, als hij grooter is dan de gemiddelde afstand; de verschillen zijn krachtens de 2de wet van Kepler percentsgewijze even groot als het bedrag der excentriciteit. Wij vonden hiervoor 1/eo d.i. 1.7% ï de uiterste snelheden wijken dan ook 1.7% van de gemiddelde af, d.i. 0.5 KM. per seconde. Daar de Aarde het perihelium harer baan ongeveer 1 Januari bereikt, legt zij dus wat voor ons de winterhelft der baan is met grootere snelheid af dan de zomerhelft. De zon komt dus in korter tijd van Libra naar Ariës, dan van Ariës naar Libra, het winterhalfjaar is voor ons korter dan het zomerhalfjaar. Het achterstaande lijstje dat eenige 82 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 83 data geeft waarop de declinatie der zon nul was, moge dit verduidelijken; de 2de kolom bevat de herleiding der data tot dagen van een bepaalden cyclus, die het vinden van groote tijdsverschillen vergemakkelijkt en waarover op blz. 110 nader gehandeld zal worden. De bewoners van het Zuidelijke halfrond hebben dus een korteren zomer dan die van het Noordelijke half- J. D. Duur van het Duur van het Datum 242 Winterhalfjaar Zomerhalfjaar 1925 Maart 21,13 4231.13 d 186.44 Sept. 23,57 4417.57 d 178.80 1926 Maart 21,37 4596.37 "■ .'■?!^. 186.44 Sept. 23,81 4782.81 178.81 1927 Maart 21,62 4961.62 186.42 Sept. 24,04 5148.04 178.82 1928 Maart 20,86 5326.86 186.44 Sept. 23,30 5513.30 rond, maar de Aarde ontvangt in dien tijd meer warmte van de zon, omdat zij er dichter bij is, zoodat ten slotte toch de beide halfronden, elk in hun zomer, een gelijke hoeveelheid warmte ontvangen. Het temperatuursverschil tusschen zomer en winter is echter voor het Zuidelijke halfrond grooter dan voor het Noordelijke. B. De binnenplaneten. Wij zullen onderstellen, dat in Fig. 24 de binnenste cirkel de loopbaan van Venus, de buitenste die der Aarde voorstelt; wij zullen voorloopig veronderstellen, dat de 83 84 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN Aarde zich in Ai in rust bevindt en de beide loopbanen in hetzelfde vlak gelegen zijn. Nu zullen wij de planeet Venus in haren loop volgens de pijlrichting gadeslaan, daarbij aanvangende met de plaats Vi. Zij is dan on- FIG. 24. LOOPBAAN VAN EEN BINNENPLANEET Vi = bovenconjunctie; Va benedencon junctie; Va grootste Oostelijke-, Vi grootste Westelijke elongatie zichtbaar, want zij bevindt zich achter de zonneschijf, en ook de eerstvolgende dagen 'zal zij zóó dicht daarbij staan, dat wij ze aan den helder verlichten hemel niet zullen kunnen opmerken. Maar naarmate zij haren loop vervolgt, wordt de hoek Z Ai V, d. i. de afstand aan de sfeer, tusschen zon en planeet grooter en spoedig zullen wij, kort na zonsondergang, Venus boven den Westelijken horizon zien prijken. Zij is dan avondster1). *) Bij de oude Grieken Hesperus. 84 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 85 Zij wordt echter nooit een eigenlijke nachtster, want daarvoor zou zij zich steeds verder van de zon moeten begeven en nog boven den horizon zijn, nadat de nacht reeds ten volle was ingetreden. Dit nu is, althans op onze breedte, onmogelijk, want als Ai V2 de raaklijn aan de loopbaan van Venus voorstelt, dan is het duidelijk, dat de hoek Z Ai V nooit grooter kan worden dan Z Ai V2 d.i. ongeveer 47 °. Wanneer dus de zon ondergaat, staat Venus in het gunstigste geval op een boogafstand van 47° en haar ondergang volgt dus slechts 3 uur (47: 15) later. Voor plaatsen dicht bij den evenaar is het dan volkomen donker, op onze breedte kan het volkomen donker zijn, voordat Venus ondergaat, maar zij staat dan voor behoorlijke waarneming toch te laag boven den horizon. Is zij de plaats V2 gepasseerd, dan wordt de hoek Z Ai V weer kleiner, wij zien aan den avondhemel de planeet op hare schreden terugkeeren, zij gaat de avondschemering tegemoet en ten slotte zal zij in de heldere stralen der zon onzichtbaar worden. In V3 staat zij weer in dezelfde richting als deze, maar daarna zal de afstand Z Ai V weer grooter worden, hetgeen aan den hemel beteekent, dat de planeet, die eerst van het Oosten de zon genaderd was, aan de Westzijde daarvan weder zichtbaar wordt. Dan gaat zij dus vroeger dan de zon onder en kan aan den avondhemel niet meer worden waargenomen; spoedig komt zij echter uit de morgenschemering te voorschijn en prijkt boven den Oostelijken horizon als morgenster1). Ook als zoodanig kan zij zich nooit verder dan 470 van de zon verwijderen; na het bereiken der plaats V4 keert zij terug, komt in Vi weder in dezelfde richting als de zon, en het spel herhaalt zich ,,ad infinitum." Hetzelfde geldt natuurlijk ook voor Mercurius; ook deze schittert nu eens als avondster (bij de oude Grieken als de planeet Hermes), dan weer als morgenster, (planeet *) Bij de oude Grieken Fosforus. 85 86 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN Apolló), maar zij komt nooit uit de schemering te voorschijn; hare baan is zóó dicht om de zon gelegen, dat de hoek Zon-Aarde-Mercurius gemiddeld niet grooter wordt dan 23 °, en de omstandigheden voor hare waarneming aan den hemel slechts énkele malen per' jaar gunstig zijn. Aan de vier bovenbesproken bijzondere plaatsen van eene binnenplaneet heeft men bijzondere namen gegeven; de plaatsen Vi en Vs, waarin de planeet in dezelfde richting als — d. i. ,,in samenstand" met — de zon gezien wordt, heeten de c o n j u nc t i e s, en wel is Vi de b o v e n-, V3 de beneden conjunctie der planeet. De hoek ZAïV, een maat voor de „verwijdering" der planeet van de zon, heet de e 1 o n g a t i e, en men zegt dat zij in V2 hare grootste Oostelijke-, in V4 hare grootste Westelijke elongatie bereikt. Bij al de bovenstaande beschouwingen zijn wij intusschen van drie onjuiste onderstellingen uitgegaan. Vooreerst zijn de loopbanen der planeten geen cirkels, maar ellipsen, hetgeen tengevolge heeft dat de grootste elongatie niet altijd hetzelfde bedrag heeft; voor Venus schommelt zij slechts ongeveer i° ter weerszijden van het gemiddelde van 47 °, voor Mercurius schommelt zij, door de grootere excentriciteit van haar baan ongeveer 50 ter weerszijden van de bovenvermelde waarde van 23 °. Ten tweede echter bevindt de Aarde zich niet gedurende den geheelen omloop der binnenplaneet van Vi tot Vi in Ai in rust, maar ook zij beweegt zich in haar baan in den door de pijlen aangegeven zin. De planeet komt dus niet in benedenconjunctie, wanneer zij de helft van haren omloop volbracht heeft, maar later. Venus volbrengt haren loop in 225 dagen, haren halven omloop dus in 113 dagen; in dit tijdsverloop heeft de Aarde zich tot op aanzienlijken afstand van Ai verwijderd. Zij legt n.1. in 365 dagen 3600 af, in de genoemde 113 dagen dus 111°, een voorsprong, dien Venus slechts langzaam kan inhalen; zij legt per 86 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 87 dag i°.6 af, de Aarde nog niet ten volle 1°, zoodat zij per dag slechts o°.6 op de Aarde wint en 185 dagen noodig heeft om de benoodigde 111 0 in te halen. De tijdsduur tusschen bovenconjunctie en benedenconjunctie bedraagt dus 113,+ ;85 = 298 d. Een nauwkeurige berekening geeft hiervoor 292 d; er verloopen dus tusschen twee opvolgende gelijknamige conjuncties 584 dagen. Deze periode heet de synodische1) o m1 o o p s t ij d der planeet, in tegenstelling met de tot dusverre beschouwde periode, van 225 dagen, die de siderische omloopstijd genoemd wordt. Na een siderischen omloop heeft een planeet dezelfde positie ten opzichte van een vast punt aan de sfeer, na een synodischen omloop heeft ze deze ten opzichte van de Aarde. De derde van onze foutieve onderstellingen was deze, dat de loopbanen van de planeet en van de Aarde in hetzelfde vlak gelegen zijn. Daar dit niet het geval is, moeten eenige van onze uitkomsten gewijzigd worden. Vooreerst beteekent nu een O.lijke elongatie van 450 niet meer een verschil van 3 uur in de tijden van ondergang. Op 22 April 1924 (zie de tabel van bldz. 88) ging Venus, daar zij 140 Noordelijker declinatie had dan de zon, ruim 4^ uur na deze onder. Ten tweede zeiden wij, dat in Vi de planeet zich aan de sfeer achter, in V3 vóór de zonneschijf bevinden zal; wanneer het vlak der planetenbaan echter niet samenvalt met dat der ecliptica, zal dit alleen gebeuren, wanneer de beide hemellichten, planeet en Aarde zich ongeveer bevinden öp de snijlijn der beide vlakken (zie hierover bldz. 175), maar in alle andere gevallen zal aan de sfeer de planeet zich bij hare conjuncties bevinden boven of onder de zonneschijf. En verder hebben wij gezegd dat de avondster na het punt van grootste elongatie bereikt te hebben, aan de sfeer terugkeert langs denzelfden weg als *) ovv = gezamenlijk, Sdóg = weg. 87 88 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN waarlangs zij gekomen was; daar de baanvlakken niet samenvallen, is ook dit niet juist; de planeet keert aan de sfeer langs een anderen weg terug. Ter verduidelijking hiervan geven wij in Fig. 25 een deel der schijnbare baan van Venus tijdens hare grootste Westelijke elongatie in het jaar 1902. Daar dergelijke figuren wel eens Grootste Grootste Beneden- Jaar elongatie helderheid conjunctie 1924 22 April 46° O 25 Mei 1 Juli ( 74a 7 Aug. S 10 Sept. 46° W 1925 28 Nov. 47° O [ 514a 1926 3 Jan. S 8 Febr. / 70d 14 Maart S 19 April 46° W 1927 2 Juli 45° O < 509<» 5 Aug. S 10 Sept. i 73d 17 Oct. S 21 Nov. 47° W moeilijk zijn, zullen wij er iets langer bij stilstaan. De lus, die wij in de baan van Venus aanschouwen, ontstaat doordat wij bij de vastlegging van onze coördinaten de Aarde als middelpunt der sfeer beschouwd hebben; het zijn z.g. „geocentrische" coördinaten, waarnaar onze kaarten ontworpen zijn. Beschouwen wij echter de zon als middelpunt der sfeer, dan kunnen wij ook in deze laatste de hemellichten door hun lengte en breedte bepalen; deze coördinaten heeten dan heliocentrisch. Hadden wij nu de kaarten ontworpen naar heliocentrische lengte en breedte en dan de opvolgende plaatsen van Venus afgezet, dan 88 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 8g zou hare baan geen lus vertoonen. De heliocentrische lengte van alle planeten neemt gestadig toe, de rechte klimming (en de geocentrische lengte) niet.x) Uit Fig. 25 blijkt dat, als, Venus bij benedenconjunctie van Oost naar West de zon voorbij loopt, zij dit ook doet ten opzichte van een ster; daar tevens de declinatie verandert, ontstaat de lus. De plaatsen ter weerszijden der benedenconjunctie (14 Febr.), waar de verandering van rechte klimming een andere richting neemt, heeten de „stationaire punten." Deze werden blijkbaar in 1902 bereikt op 23 Januari en 6 Maart. Leest men dus in een almanak, dat op een bepaalden datum Venus stationair is, dan is daarmede stilzwijgend bedoeld: „ten opzichte van de sterren," niet „ten opzichte van de zon." Willen wij uit Fig. 25 afleiden, hoe wij de beweging van Venus aanschouwen ten opzichte van de opkomende zon, dan moeten wij in de sterrekaart eerst de plaatsen der zon aanteekenen. Wij hebben dit gedaan voor de data 14 Febr. (benedenconjunctie), 6 Maart (Venus stationair) en 20 Maart (Venus in grootste helderheid). Zoo ontstaat in de kaart de schijnbare baan der zon. Gemakshalve zullen wij nu onderstellen, dat deze op de drie data in hetzelfde punt van den horizon opkomt, en dezen laatsten aangeven door gebruik te maken van het feit dat hij met den aequator een hoek maakt van 380 (900—9?). Fig. 26 geeft dan ten slotte ongeveer aan hoe het schouwspel zich aan den morgenhemel voordoet telkens als de zon opkomt; de richtingen zijn dezelfde als in Fig. 25, maar alle verschoven naar één enkele zonneplaats, terwijl de horizon als horizontale lijn is aangegeven. Wij zien uit deze laatste figuur, dat Venus, toen zij 20 Maart hare grootste helderheid had, zich in de schemering op geringe hoogte (ongeveer 150) boven den horizon vertoonde, dat de omstandigheden voor de waarneming dus niet 1) De voerstcaal Zon-planeet draait steeds in denzelfden zin, de voerstraal Aarde-planeet niet. 89 go HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN gunstig waren; dit werd er, naarmate de grootste Westelijke elongatie naderde, niet beter op; deze werd bereikt óp 25 April, toen de zon reeds een Noorderdeclinatie van 130 bereikt had, terwijl de declinatie van Venus FIG. 25 FIG. 26 5° Zuid was. Venus kwam toen op te 3°. 30m. in den morgen, de zon te 4U. 50m., en wie, zonder voorafgaande bestudeering der omstandigheden gewacht zou hebben op het bereiken der grootste Westelijke elongatie, teneinde Venus tegen een zoo donker mogelijken ach- 90 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 91 tergrond te bewonderen, zou bedrogen zijn uitgekomen. Het behoeft geen nader betoog, dat in bovenconjunctie de schijf eener binnenplaneet zoo klein mogelijk,1 in benedenconjunctie daarentegen zoo groot mogelijk wordt gezien; de afstand tot de Aarde is in het laatste 1 + 0.7 geval vele malen kleiner, voor Venus — 6 1 — 0.7 maal kleiner. Deze verhouding vindt men terug in die FIG. 27. SCHIJNGESTALTEN DER BINNENPLANETEN der uiterste schijnbare middellijnen; ze zijn voor Venus 10" en 66", voor Mercurius 5" en 12". Bovendien zien wij de planeet in bovenconjunctie als een geheel verlichte, in benedenconjunctie als een niet verlichte, in de tusschengelegen plaatsen als een gedeeltelijk verlichte, in de plaatsen van grootste elongatie als een half verlichte schijf. Zij vertoont, evenals de maan „schijngestalten" (fasen). Zie fig. 27. Van de fase en van den afstand tot de Aarde hangt de helderheid af, waarmede de planeet zich aan ons vertoont, de z. g. „schijnbare helderheid." Kleiner wcr- 92 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN den van den afstand doet de schijnbare helderheid snel toenemen, maar tegelijkertijd werkt het kleiner worden der fase ongunstig en het is niet gemakkelijk zonder eenigszins uitvoerige berekeningen aan te geven, in welk punt harer baan wij de planeet zoo helder mogelijk zullen zien. Voor Venus is de schijnbare helderheid het grootst als de fase 0.26 is; de middellijn der schijf is dan ongeveer 40". Dit tijdstip valt dus voor de avondster later, voor de morgenster vroeger dan dat van grootste elongatie. De tabel van bladz. 88 moge dit nog verduidelijken; zij geeft tevens in de laatste kolom het aantal dagen (T), dat verloopt tusschen het bereiken der plaatsen van grootste helderheid. Deze kolom leert nog eens, dat wie den loop van Venus aan den hemel wil bestudeeren, de gelegenheid moet aangrijpen, zoodra deze zich voordoet; verzuimt hij de enkele gunstige maanden, dan is hij verplicht meer dan een jaar te wachten, vóórdat het schoone schouwspel zich wederom komt afspelen. C. De Buitenplaneten. Wij zullen onderstellen dat in Fig. 28 de binnenste cirkel de Aardbaan, de buitenste de baan van de buitenplaneet Mars voorstelt, en wij zullen, evenals wij dit zooeven deden, den loop van de planeet bestudeeren, aanvangende met de positie Mi; zij staat daar in „conjunctie" met de zon; een nadere omschrijving daarvan is niet noodig, want in geen enkel ander punt harer baan staat zij, zooals een binnenplaneet, ten tweede male in dezelfde richting als de zon. De hoek Z A M de „elongatie," heeft geen bovenste grens, voor M2 is ze 90°, voor M3 zelfs 1800 geworden; de planeet staat daar in tegengestelde richting als de zon, zij staat in „oppositie." Een buitenplaneet blijft dus niet in de schemering vertoeven, maar gaat van Mi uit gestadig aan den nacht tegemoet, daarbij tevens de Aarde naderende. In oppositie staat zij te middernacht in het Zuiden, 92 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 93 (immers de zon staat dan in het Noorden) en op den kleinsten afstand, men ziet haar niet den geheelen afgelegden weg aan de sfeer weder terugkeeren, zij nadert de zon niet beurtelings van het Oosten en van het Westen komende, maar altijd komt zij in het Oosten uit de ochtendschemering te voorschijn en wordt in het Westen in de avondschemering onzichtbaar. In tegenstelling met de beweging eener binnenplaneet, waarbij het bereiken der bijzondere plaatsen en het verschijnen en verdwijnen in de schemering in hoofdzaak aan den loop der planeet te wijten is, is dit nu in hoofdzaak het ge- 93 94 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN volg van den loop der Aarde. Deze bevindt zich in Ai niet alleen niet in rust, maar zij doorloopt haar baan nu in korter tijd dan de planeet, haalt deze in en plaatst zich op een gegeven oogenblik tusschen haar en de zon. Als Venus in beneden conjunctie komt, is dit in hoofdzaak een handeling van Venus zelf; als Mars in oppositie komt, is dit in hoofdzaak een handeling van de Aarde. Dit is des te meer het geval, naarmate de afstand der planeet grooter en hare schijnbare beweging dus kleiner is. Neptunus bijv. volbrengt haar omloop in 164 jaar; zij verplaatst zich dus schijnbaar zeer langzaam tusschen de sterren, bevond zich 14 jaar lang in het sterrenbeeld de Tweelingen, (nu in den Leeuw) komt dus in de morgen- en avondschemering niet door hare eigen beweging, maar door het in het Eerste hoofdstuk besproken verschuiven der sterrenbeelden, d.w.z. door de beweging der Aarde. Hetzelfde geldt, hoewel reeds in mindere mate, voor Uranus en voor alle buitenplaneten, voor Mars natuurlijk het minst. De gunstige omstandigheden voor de bestudeering eener buitenplaneet zijn eveneens geheel verschillend van die, welke wij voor een binnenplaneet leerden kennen. De fasen spelen hier, ofschoon zij in geringe mate bij Mars en Jupiter waarneembaar zijn, een veel minder belangrijke rol, daar nu kleinste afstand en vol verlichte schijf voor hetzelfde tijdstip gelden, n.1. dat van oppositie.1) De tijd, die tusschen twee opposities (in het algemeen tusschen twee overeenkomstige posities t. o. v. de Aarde) verloopt, heet ook nu weer de synodische omloopstijd der planeet; in aansluiting aan het bovenstaande zal het duidelijk zijn, dat hoe grooter de gemiddelde afstand eener planeet is, hoe meer haar synodische omloopstijd tot het bedrag van één jaar nadert. Terwijl hij voor Mars nog 780 dagen bedraagt, is hij voor Jupiter reeds niet meer dan 399, voor Saturnus *) Door de excentriciteit der banen zijn niet alle opposities even gunstig. 94... HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGINGEN 95 378 en voor Neptunus nog slechts 368 dagen. Mars is dus de eenige buitenplaneet, die wij snel de verschillende dierenriembeelden zien doorloopen. Zooals reeds gezegd, bestaat de normale toestand hierin, dat een buitenplaneet zich met de sterren losmaakt uit de ochtendschemering, maar niet zoo snel als deze, want zij behoudt hare Oostwaartsche beweging tusschen de sterren. In deze normale omstandigheden zegt men, dat de planeet rechtloopend is. Volgens een uurwerk, dat naar de sterren geregeld is, komt zij eiken dag later, volgens een, dat naar de zon geregeld is, komt zij eiken dag vroeger in den meridiaan dan den vorigen dag. In de buurt der oppositie echter is de schijnbare beweging een tijdlang naar het Westen gericht; de planeet is dan terugloopend. Verbindt men daar de plaatsen, die de beide hemellichten gelijktijdig innemen, dan blijkt dadeljijk, dat de overeenkomstige „schijnbare" plaatsen een nummerverwisseling hebben ondergaan. De planeet is dus aan de sfeer voor korten tijd op hare schreden teruggekeerd, maar heeft spoedig haar Oostwaartsche, rechtloopende beweging hervat. Daar ook de baanvlakken der buitenplaneten niet met het vlak der ecliptica samenvallen, vertoonen hun schijnbare banen, evenals die der binnenplaneten bochten en lussen, die vooral voor Mars dikwijls een vrij ingewikkeld beloop hebben (zie Fig. 29). Een enkel woord ten slotte over de samenstanden, de conjuncties van planeten onderling, daar deze verschijningen nooit nalaten de aandacht te trekken. Daar de hellingen der baanvlakken zeer gering zijn, doorloopen de planeten aan den hemel ongeveer de ecliptica, zij vertoonen zich uitsluitend in den gordel van den Dierenriem. Op gezette tijden staan zij dus ook schijnbaar in eikaars onmiddellijke nabijheid en daar met uitzondering van Uranus de planeten, die voor 't bloote oog zichtbaar zijn, minstens de helderheid hebben van een ster der eerste grootte, is het als het ware „gekoppeld ...95 HET ZONNESTELSEL EN DE PLANETENBEWEGÏNGEN97 zijn" van twee zulke hemellichten een uiterst fraai verschijnsel, dat zich sedert de vroegste tijden in groote belangstelling heeft mogen verheugen. Zoo waren in het jaar 1926 de planeten Venus en Jupiter op 23 April in conjunctie; in het jaar 1927 staan deze planeten op 5 Febr. vlak bij elkaar; Mars en Venus op 10 Juni. De afstand kan, natuurlijk in een uiterst zeldzaam geval, ook o° bedragen: zoo zag men in Australië den 6den Februari 1892 de planeten Venus en Jupiter precies op dezelfde plek aan den hemel. Ze schitterden tezamen als één vurige bol en gedurende drie kwartier kon men zelfs met behulp van een zeer goeden tooneelkijker niet bemerken, dat zij twee hemellichten waren. Sterrenkunde 8 .97 VI. TIJD EN KALENDERREGELING Het is van algemeene bekendheid, dat de omwentelingstijd der aarde om hare as de grondslag is, waarop onze tijd-, en de omloopstijden van maan en aarde de grondslagen zijn, waarop onze kalenderregeling rust. Zij moeten daarop echter kunstmatig rusten, ten einde niet met de maatschappelijke orde, ten behoeve waarvan zij in eersten aanleg noodig zijn, in botsing te komen. Het begrip tijd houdt in zich het begrip regelmaat en nu is de aswenteling der aarde wel volkomen regelmatig, maar wij zoeken tevergeefs naar een weerspiegeling daarvan aan den hemel. Wij vinden daar alleen als een ruwe weerspiegeling van onze aswenteling de schijnbare dagelijksche beweging van de zon. Deze beweging is echter niet regelmatig, d.w.z. wanneer men met een regelmatig loopend uurwerk nagaat, wanneer de zon in den meridiaan staat, dan liggen de afgelezen tijdstippen ongelijke bedragen uiteen. Dit vindt zijn oorzaak hierin, dat in den tijd waarin de aarde een wenteling om hare as heeft volbracht, de zon zich aan den hemel schijnbaar heeft verplaatst, en wel niet altijd evenveel. Zij heeft zich schijnbaar verplaatst, omdat de aarde een baan om de zon beschrijft, en zij verplaatst zich elk etmaal niet evenveel, omdat de loopbaan der aarde geen cirkel en hare snelheid daardoor niet eenparig is, zoomede door het feit, dat de zon zich niet bevindt in het vlak, dat loodrecht staat op de wentelingsas der aarde (het aequatorvlak). Het eerste behoeft aan de hand van bldz. 82 nauwelijks nadere toelichting: als de snelheid der aarde in haar baan veranderlijk is, heeft ook de dagelijksche Oostelijke verplaatsing van de zon aan den hemel telkens een ander bedrag, waardoor de regelmaat in de meridiaansdoorgangen verloren gaat. Het tweede heeft echter een nadere verklaring noodig. TIJD EN KALENDERREGELING 99 De regelmatige aswenteling der aarde*) is de eenige beweging, waaraan men voor een tijdsindeeling een onmiddellijk houvast heeft; ja, wanneer de hemelaequator zichtbaar ware als een in uren en minuten verdeelde strook, waarlangs zich het uiteinde bewoog van een door het middelpunt der aarde gaanden en in den aequator gelegen wijzer, dan zou niemand op aarde een uurwerk meer noodig hebben. De ideaal moeder-klok kon ze alle vervangen. Maar noch haar wijzerband noch haar wijzer zijn zichtbaar en het eenige zichtbare, dat men bezit, n.1. de zon, die als zij altijd in den aequator stond, een zeer bruikbare wijzerpunt zijn zou, staat telkens op andere afstanden daarvan en wordt hierdoor voor het beoogde doel onbruikbaar. Regelmatige draaiing der aarde beteekent immers, dat, als op drie even ver uiteen liggende tijdstippen drie harer meridianen (Fig. 30) hetzelfde vaste punt passeeren, de afstanden 1-2 en 2-3, 4-5 en 5-6 enz. gelijk zijn, de afstanden 4-7 en 7-8 echter ongelijk. De beweging der zon, die de *) De omwentelingsduur moet tot op o.oi sec. dezelfde zijn als in den tijd van Ptolemaeus. FIG. 30 I OO TIJD EN KALENDERREGELING ecliptica doorloopt, kan dus geen aanleiding geven tot een regelmatige tijdsindeeling. Daarvoor komt, behalve een ster, alleen in aanmerking een hemellicht, dat met eenparige snelheid den aequator doorloopt; daar een dergelijk hemellicht niet aanwezig is, zoo heeft men zich moeten behelpen met een denkbeeldig hemellicht en alle uurwerken hiernaar moeten regelen. Voor onze tijdsaanwijzingen geldt dus nog wel de hemelaequator als wijzerstrook, doch de wijzer is fictief, een denkbeeldige (z.g. „middelbare") zon, die met eenparige snelheid schijnbaar den aequator doorloopt. De tijd, die verloopt tusschen twee opvolgende meridiaansdoorgangen van deze middelbare zon heet een middelbare zonnedag. Men verdeelt hem in 24 uren middelbaren tijd (M. T.), den dag aanvangende op den middag, dus bij bovenculminatie der middelbare zon, en telt de uren van o tot 24 door. De z.g. „burgerlijke tyd" is eveneens middelbare tijd, met dien verstande, dat de dag aanvangt te middernacht, bij de voorafgaande onderculminatie der middelbare zon en men de uren tweemaal van o tot 12 telt. *) Zooals reeds gezegd, verschilt deze regelmatige tijdsindeeling telkens met andere bedragen van die, welke de beweging der ware zon, de ware tyd (W.T.) geeft. De bedragen zijn klein, kleiner dan 17 minuten en ontstaan, zooals wij zagen, uit de samenwerking van twee invloeden: i°. het verschil, ontstaan door de ellipticiteit van de aardbaan. Dit bedraagt hoogstens 8 minuten. De zon staat ongeveer op 1 Januari het dichtst bij de aarde, loopt daar dus met grootere snelheid, wordt dus door het wentelende meridiaanvlak later ingehaald dan de middelbare zon d. w. z. de ware zonnedag is op 1 Januari langer, op 1 Juli daarentegen korter dan de middelbare zonnedag. *) Zoo had de zonsverduistering van 17 April 1912 astronomisch gesproken plaats op 26 en 17 April. TIJD EN KALENDERREGELING IOI 2°. het verschil, ontstaan doordat de zon niet den aequator dorloopt. Hierdoor ligt bijv. het midden A van V Q (zie Fig. 31) niet in denzelfden uurcirkel als het midden A' van V q; wanneer dus als het ware in V de ware zon en de middelbare zon gelijktijdig vertrok- FIG. 31. MIDDELBARE EN WARE TIJD ken met dezelfde eenparige snelheid, dan zouden zij gelijktijdig aan het einde van een boog van 450 gekomen zijn, maar daar zou de ware zon eerder in den meridiaan komen en wel een bedrag dat overeenkomt met bg Ai A. Na drie maanden komen zij gelijktijdig aan het einde van een boog van 900 d.i. in q en Q, maar daar is haar uurhoek dezelfde en zij zouden gelijktijdig den meridiaan overschrijden. Het verschil bedraagt in maximo (viermaal per jaar) oneeveer 10 minuten. 102 TIJD EN KALENDERREGELING Het totale bedrag der sub i ° en 2 ° besproken invloeden heet de t ij dver effening. Ze is het verschil tusschen Middelbaren tijd en Waren tijd, en dus positief te rekenen, als de middelbare klok bij de ware vóór loopt en negatief in het tegenovergestelde geval. De tabellen geven de gemiddelde waarde der tijdvereffening voor elke 10 dagen van een jaar, gemiddeld omdat ze niet voor eiken zelfden datum van verschillende jaren hetzelfde bedrag heeft. Dit is eén gevolg van de hierna te bespreken kalenderregeling, die een vierjaarlijksche periode in de waarden op gelijke data doet ontsta*an. De getallen in de tabel zijn dan ook verkregen door het gemiddelde te nemen over 8 opeenvolgende jaren, terwijl in de 3de kolom de fout is aangegeven, die men door het gebruiken van het in de 2de kolom aangegeven bedrag in maximo maken kan. De tijdvereffening is natuurlijk altijd merkbaar voor wie zijn uurwerken kan vergelijken met een gewonen zonnewijzer, die uit den aard der zaak waren tijd geeft1), Voor wie op deze wijze het verschil tusschen M.T. en W.T. niet kan nagaan, is de tijdvereffening alleen te bemerken, wanneer zij, in het begin van Januari en in het begin van October, snel naar haar maximum bedrag toeloopt. Terwijl toch op 27 Dec. ons uurwerk nog nagenoeg met de zon gelijk loopt, gaat het begin Januari snel vóór loopen, wijst 31 Januari in den namiddag bijv. 5U i3m aan, terwijl het volgens de zon pas 5» om is; daardoor wordt een schijnbaar lengen der dagen teweeggebracht, dat, gevoegd bij het werkelijk langer worden, en als contrast met de laatste Decemberdagen, een opvallenden indruk maakt, die elk jaar opnieuw tot verrassingen aanleiding geeft. Natuurlijk werkt dit verschijnsel bij zonsopkomst in tegengestelden zin, terwijl *) In de laatste jaren zijn er onder de namen „helio-chronometer", „zonmchronometer van Ferguson" e. a. ook zonnewijzers in den handel gebracht, die den middelbaren tijd geven door het mechanische in rekening brengen der tijdvereffening. Tiidvereff. Max. Tijdvereff. Max. TijdverefF. Max. Datum Datum Datum M.T.—W.T. fou£ M.T.—W.T. fout M.T.—W.T. fout Jan. 1 + 3- 22» 12» Mei 1 - 2- 55» 4» Sept. 8 — 2"> ÏO 9» 11 -f 7 48 10 11 — 3 45 1 18 — 5 40 9 21 + 11 17 7 21 — 3 39 3 - 28 - 9 8 8 31 + 13 31 5 31 — 2 38 3 Oct. 8 — 12 15 7 Febr. 10 + 14 24 1 Juni 10 — 1 57 5 18 — 14 40 5 20 + 14 0 3 20 4- 1 9 5 28 — 16 5 3 Maart 2 +12 26 5 30 + 3 16 5 Nov. 7 - 16 15 2 12 + 10 3 7 Juli 10 + 5 1 4 17 —15 3 5 22 + 7 10 7 20 + 6 5 2 27 — 12 27 9 April 1+47 8 30 + 6 15 1 Dec. 7 — 8 40 10 11 + 1 14 7 Aug. 9 + 5 25 4 17 — 4 2 12 21 - 1 12 5 19- + 3 38 5 27 + 0 56 12 29 + 1 1 8 TIJD EN KALENDERREGELING in het begin van October een opvallend snel korten der dagen is op te merken. Het regelen van onzen tijd naar de zon (zij het dan ook een denkbeeldige) is, zooals wij reeds op bldz. 9 zagen, oorzaak dat ons meridiaanvlak telkens na 24 uur wel door de zon, maar niet door dezelfde ster gaat, omdat wij van de eerste een beweging ten opzichte van de laatste waarnemen van ongeveer i° per dag (3600 in 365 dagen). Fig. 3 2 moge dit thans nader toelichten: de aarde moge zich op zekeren dag op een bepaald oogenblik in het punt Mi harer baan bevinden en het meridiaanvlak eener waarnemingsplaats gaan door de zon (Z) en tevens door een ster (S). Het meridiaanvlak heeft echter twee bewegingen. Vooreerst draait het om PP' als as, tengevolge waarvan het zich steeds verder van S en Z verwijdert (de positie PBP' beteekent: ondergang van S en Z) en 20 beweegt het zich als deel van de aarde met deze in haar baan in de richting M1M2, waardoor M2Z een andere richting is als MiZ. De beide richtingen MiS en M2S loopen echter, daar S zich bevindt op een afstand, dien wij practisch oneindig groot kunnen noemen, evenwijdig aan elkaar (verg. Fig. 3). Het om PP' wentelende meridiaanvlak bereikt dus in den 2den stand der aarde eerst (PCP') de ster S en even later (PDP') pas de zon Z. De tijd, verloopen tusschen twee culminaties der zon is dus grooter dan die, verloopen tusschen twee culminaties der ster. Ditzelfde geldt dus ook voor het onzichtbare Lentepunt V, snijpunt van aequator en ecliptica, en het is ten opzichte van dit punt dat men het begrip sterretijd (S.T.) heeft ingevoerd. Sterretijd is een tijd, aangewezen door een uurwerk, dat zóó geregeld is, dat het ou om os aanwijst telkens als het punt V in den meridiaan staat. Hij is dus de uurhoek van Ariës; is het 3U. M.T. dan heeft de middelbare zon —, is het 3 u. S.T. dan heeft het punt V drie uur geleden den meridiaan overschreden. 104 TIJD EN KALENDERREGELING De tijd, verloopen tusschen twee opvolgende culminaties van y heet een sterredag; de lengte daarvan is gemakkelijk na te gaan. Uit Fig. 32 toch blijkt, dat als de aarde een halven omloop heeft volbracht, S en Z diametraal tegenover elkaar staan, het meridiaanvlak dus een halven dag door moet wentelen om van S in Z FIG. 3 2. M.T. EN S.T. te komen. Een half zonnejaar telt dus ]4 dag S.T, meer dan M.T., een vol jaar dus 1 dag S.T. meer dan M.T. of 365^ dagen M.T. = 366 ji dagen S.T. 1 dag = 240 om os M.T. = 24° 3m 5Ó.S6 S.T. 23" 56111 4s.i M.T. = 24° om os S.T. Een willekeurig interval M.T. wordt door vermenigvuldiging met 1.00274 tot hetzelfde interval S.T. herleid. Fig. 32 leert ons nog iets; wanneer in den stand M2 105 io6 TIJD EN KALENDERREGELING der aarde de ster volgens ons horloge vroeger door den meridiaan is gegaan dan in den stand Mi, dan is ze ook vroeger opgekomen; is de afstand Mi M2 een volle dag, dan is ze 3m5Ós (ruwweg 4m) vroeger opgekomen. Alle sterren komen dus eiken dag 4 min. vroeger in den meridiaan dan den vorigen dag; alle niet-circumpolaire sterren komen tevens eiken dag 4 min. vroeger op en gaan 4 min. vroeger onder. Dit lijkt een klein bedrag, maar het hoopt zich met den tijd op; een ster die op 1 April 's avonds 8 u. opkomt, is 1 Mei op hetzelfde uur reeds 2 uur op en aan de kim staan dan weder geheel andere sterren. Zoo verschuift gestadig het hemelgewelf, omdat onze, door de zon veroorzaakte, nachten, zich telkens richten naar andere punten van de sfeer, en de snelheid waarmede dit geschiedt, blijft vooral na tijden van langdurige bewolking altijd opvallen. Evenals die van den M.T. heeft ook de wijzer van den S.T. een regelmatige beweging,1) zoodat men een uurwerk ook naar sterretijd kan regelen; elke sterrenwacht bezit minstens één goed uurwerk, dat dezen tijd aanwijst en waarvan de correctie periodiek (bijv. om de 7 a 10 dagen) door waarnemingen aan den hemel bepaald wordt. De formule van bldz. 25 is ons een aanwijzing hoe deze waarnemingen moeten worden ingericht. Wij kunnen daarin nu de benaming „uurhoek V" vervangen door S.T. en onze waarnemingen verrichten in den meridiaan; de uurhoek van het hemellicht is dan nul en de formule neemt den eenvoudigen vorm aan S.T. = rechte klimming van het hemellicht, waaruit wij dadelijk zien kunnen, welke onze waarneming zijn zal. In een in den meridiaan opgestclden kijker constateert men, bij welke aanwijzing van de pen- x) De verschuiving van'V*tengevolge der praecessiebeweglng, geschiedt voldoende, regelmatig om de opvolgende sterredagen tot op o.ooi seconde aan elkander gelijk te maken.- TIJD EN KALENDERREGELING 107 dule, die sterretijd aanwijst, een ster den meridiaan overschrijdt; en aangezien op dat oogenblik de sterretijd uit de bekende rechte klimming der ster volgt, zoo is het verschil van deze en de aanwijzing der pendule de gezochte correctie. Fig. 33 vertoont een hier beschreven waarneming aan den meridiaankijker der Utrechtsche sterrenwacht. (Zie ook bldz. 120). In de practijk neemt men op deze wijze den doorgang van een aantal sterren waar bij verschillende standen van het instrument, om de fouten in zijn opstelling zoo onschadelijk mogelijk te maken. In de laatste jaren zijn de meeste sterrenwachten, ook de Nederlandsche, voorzien van ontvangr stations voor draadlooze telegrafie om de tijdseinen van den Eifeltoren of van andere radio-stations op te vangen. Hiermede is men echter niet ontheven van den plicht om tijdbepalingen als de bovenbeschrevene te blijven nemen teneinde niet geheel afhankelijk te worden van de astronomische pendules van buitenlandsche sterrenwachten. Zoo verkrijgt men aan een sterrenwacht dus in eersten aanleg de correctie van de S.T.-pendule, en daarna uit vergelijking der beide pendules (S.T. en M.T.) den juisten middelbaren tijd op elk gewild oogenblik, en deze wordt telegrafisch over het geheele land verspreid. Hij ondergaat daarbij nog eene herleiding tot den door de Regeering ingevoerden „officieelen" tijd, waardoor verkregen wordt, dat niet alle plaatsen den tijd naar hun eigen, maar naar éénzelfden meridiaan rekenen. Deze is voor Nederland de meridiaan van Amsterdam. De meeste andere landen hebben een verdeeling van het aardoppervlak in bepaalde lengtezönes aanvaard, waarvan elk voor zich éénzelfden meridiaan heeft aangenomen, die met dien van de naastliggende zóne een vol uur of een vol half uur verschilt. Als nul-meridiaan wordt daarbij die van Greenwich gebruikt. De tijd, naar dezen meridiaan gerekend, heet de West-Eucopeesche tijd (W.E.T.) ; hij is in gebruik in Engeland, België, io8 TIJD EN KALENDERREGELING Frankrijk, Portugal en Spanje. IJsland rekent zijn tijd naar den meridiaan van iu. W. van Greenwich, ofschoon zijn hoofdplaats op iu. 30m. ligt, en Denemarken naar dien van iu. O. van Greenwich, ofschoon deze geheel buiten het land valt. De tijd, gerekend naar dezen laatsten meridiaan, heet de Middel-Eucopeesche tijd (M.E.T.); hij is o.a. in gebruik in Duitschland, Oostenrijk, Hongarije, Italië, Zwitserland, Zweden, en Noorwegen. Roemenië, Bulgarije, Turkije, Egypte en Zuid-Afrika hebben den Oost-Europeeschen tijd ingevoerd, (naar den meridiaan van 300 O.L. van Grw.), terwijl NoordAmerika 5 standaardtijden kent en Australië 3. Wanneer het te Amsterdam 12°. om. os. is, is het iiu. 40111. 27s7. W.E.T. en 12 . 40 . 27 .7. M.E.T. Tot voor enkele jaren berustte het verbreiden van den juisten tijd over Nederland bij een centraal lichaam, de Verificatie van 's Rijks Zee-instrumenten te Leiden, welke voor haar dagelijksche tijdsein steunde op de tijdbepalingen met den meridiaancirkel van de Leidsche sterrenwacht. De evolutie der ontvangstations van radioseinen voerde echter tot een decentralisatie van den tijddienst. De voornaamste post- en telegraaf-kantoren, het Meteorologische Instituut te de Bilt, de filialen daarvan te Amsterdam en Rotterdam, het hoofdgebouw der Nederl. Spoorwegen en de maritieme tijd-inrichtingen kunnen geregeld het tijdsein van den Eifeltoren opvangen, en zoodoende controle over hunne uurwerken (tijdbewaarders) houden. Dagelijks zendt — op zijn beurt — het in het hoofdadministratie-gebouw der Nederl. Spoorwegen ingerichte telegraaf-kantoor een tijdsein langs de hoofdlijnen van het spoorweg-net; dit sein wordt, hetzij automatisch, hetzij met de hand, hetzij per telefoon, langs de andere lijnen doorgegeven. De Rijkstelegraafkantoren te Amsterdam en Rotterdam zenden, dadelijk nadat zij het tijdsein van den Eifeltoren (sterrenwacht te Parijs) hebben opgenomen, FIG. 33. TIJDBEPALING AAN DEN MERIDIAANKIJKER DER ÜTRECHTSCHE , STERRENWACHT I IO TIJD EN KALENDERREGELING den juisten tijd naar de overige hoofd-, wijk-, en hulpkantoren, deels telegrafisch, deels per telefoon. Te Rot* terdam is een tijdsein-inrichting, waarmede aan alle kantoren, die het tijdsein van dit kantoor ontvangen, dit sein gelijktijdig gegeven wordt; door het omzetten van een schakelaar worden de draden met deze tijdseininrichting verbonden. Ten behoeve van de scheepvaart wordt door de filiaalinrichting van het Meteor. Instituut te Amsterdam 5 min. vóór den middag op drie ver van elkaar gelegen plaatsen in het havengebied een wit vuurtoren-licht van 20.000 kaarsen ontstoken; te 12° om os. wordt dit gedoofd. De zuster-inrichting te Rotterdam laat twee dergelijke lampen dooven. Het is een scherp, nauwkeurig waar te nemen sein, dat bij niet al te dichten mist op verrassend verren afstand zichtbaar is. t^c v at EMncDDcrn IMr heeft ten doel de dagen, DE KALENDERREGELING ^ behocye £ener prac. tische tijdrekenkunde (chronologie) te groepeeren tot eenheden van langeren duur. Dit is intusschen alleen noodig voor de practijk van het maatschappelijke leven; nagenoeg in alle sterrenkundige berekeningen en in alle gevallen, waarin men tijdsverschillen wil afleiden van oogenblikken, die ver uiteen liggen, is men gewoon de dagen eenvoudig door te tellen. Het is daarbij onverschillig, welk nulpunt van telling men aanneemt, mits het hetzelfde is voor alle berekenaars. Toen bij de regeling van den nieuwen kalender in 1582 door Scaliger betoogd werd, dat men, rekenende met een periode van 7980 jaren van 365 }4 dag, verwarring door foutieve tijdrekenmethoden ontgaan kon, heeft men deze periode, die hij (naar den voornaam van zijn vader) de ,,Juliaansche periode" noemde en die op 1 Januari van het jaar 4713 v. Chr. moest aanvangen, algemeen aanvaard; en tegenwoordig rekent men zelfs uitsluitend met de dagen dezer periode, die men in de sterrenkundige almanakken vindt opgegeven. Het gemak van een TIJD EN KALENDERREGELING I I I dergelijke methode van werken blijkt reeds uit het eenvoudige voorbeeld van bldz. 83, waar onder het hoofd J. D. het nummer van den Juliaanschen dag is opgegen (de eerste regel te lezen als 2424231). In het maatschappelijke leven heeft men echter behoefte aan tijdgroepeeringen, evenals dag en nacht tê ontkenen aan hemelverschijnselen. Het ligt voor de hand voor deze verschijnselen te kiezen 10. de wisseling der maanfasen, waarin een periode van ongeveer 30 dagen en 1°. de wisseling der seizoenen, waarin een periode van ongeveer 365 dagen wordt opgemerkt. Maar daarmede is geen kalenderregeling op zuiveren grondslag te ontwerpen; het is n.1. onmogelijk deze periode aan te passen aan den dag, daar noch de eene noch de andere een geheel aantal middelbare zonnedagen bevat en het is eveneens onmogelijk de perioden aan elkaar aan te passen, daar zij in een onmeetbare verhouding tot elkaar staan. Er blijft derhalve niets anders over dan slechts één der perioden te aanvaarden, deze zoo goed moge-' lijk aan te passen aan den dag en de tweede periode met loslating van het astronomische verschijnsel, dat er aan ten grondslag ligt, zoo practisch mogelijk in te deelen. Daar de kaknderregeling haar ontstaan dankt aan de behoeften van den van de seizoenen afhankelijken landbouw, is het duidelijk dat men de 2de periode, het jaar, tot grondslag moet nemen, en de iste, de maand, moet loslaten. Voor de Möhammedaansche volken, die het nog steeds anders doen en de iste periode, den tijd verloopen tusschen twee opvolgende nieuwe manen, (den synodischen omloopstijd der maan) tot grondslag der kalenderregeling hebben gekozen, vallen de seizoenen telkens in andere maanden van het jaar (d.w.z. hun jaar = 12 maanden = 354 of 355 dagen). Alle andere volken hebben hun kalender gegrondvest op den omloopstijd der aarde om de zon. Hierbij doet zich reeds dadelijk eene eigenaardige moeilijkeid voort de werkelijke omloopstijd der aarde (het z.g. „siderische 112 TIJD EN KALENDERREGELING jaar") is voor een kalenderregeling onbruikbaar. Het op bldz. 24 genoemde verschijnsel der praecessie n.1. verschuift het punt Ariës langs de ecliptica; bevindt de aarde zich dus op een gegeven oogenblik inV. dan is zij na een vollen siderischen omloop volbracht te hebben, wel weer in hetzelfde punt der ecliptica teruggekeerd, maar dit punt heet nu geen V meer. Het punt V is de aarde tegemoet gegaan; deze is, even vóór het volbrengen van haren omloop, V gepasseerd. Een kalenderregeling vereischt echter, wil zij op het wisselen der seizoenen berusten, als grondslag een omloop van de Aarde van T tot Y; zij moet dus gebaseerd zijn op een jaar dat iets korter is dan het siderische jaar. Het is gemakkelijk om ruwweg na te gaan hoeveel korter. De praecessie bedraagt 50" per jaar; daar de aarde 360° d. i. 360 X 60 X60" aflegt in 365 dagen, legt zij 50" af in 0.0014 dag d. i. 0.336 uur = 20m. ios. Berekent men dit nauwkeuriger, dan vindt men 20™. 23s. Het hierdoor bepaalde „seizoenenjaar" heet een tropisch1) zonnejaar; het bevat (in 1926) 365.242195. . . dagen. Hier ontmoeten wij de tweede moeilijkheid; wij wenschen een groepeering van een geheel aantal dagen en het hemelverschijnsel levert ons een onmeetbaar getal! Julius Caesar meende (45 v. Chr.) deze moeilijkheid te kunnen overwinnen door het jaar te beschouwen als bevattende 365. 25 dagen; een 4-jarige periode zou dan althans een geheel aantal dagen vertegenwoordigen. De door hem op aanraden van den Alexandrijnschen astronoom Sosigenes ingevoerde Julictansche kalender is daardoor gegrondvest op een groep van 4 jaren, waarvan de 3 eerste 365 dagen bevatten, het laatste 366. Het verschil, 0.00778 dag, tusschen het Juliaansche jaar en het tropische jaar is gering, maar het hoopt zich met den tijd op; na 1000 jaar is het 7.78, na *) Van rghcm = wenden. TIJD EN KALENDERREGELING 113 2000 jaar ruim 15 dagen. Dit zou beteekenen dat de lente officieel zou beginnen wanneer de zon reeds 15 dagen te voren in V had gestaan. Daarom drong reeds in de 13 de eeuw Roger Bacon bij Paus Clemens IV krachtig op kalender-hervorming aan. De concilies van Constanz in 1417 en van Basel 16 jaar later plaatsten ze op de agenda der besprekingen. Paus Sixtus IV ontbood in 1474 een van de beroemdste astronomen van zijn tijd, Regiomontanus, naar Rome om het werk ter hand te nemen, maar deze overleed kort na zijn aankomst, en het werk bleef ongedaan. Ook het concilie van 1514, hoewel het de zaak principieel ter hand nam, sloeg geen spijkers met koppen. Ten langen leste belastte het concilie van Trente in 1563 den Paus met de uitvoering der zoozeer gewenschte hervorming en één van de leden van dit concilie, in 1572 Paus geworden onder den naam van Gregorius XIII, kweet zich op energieke wijze van de gegeven opdracht. Hij liet door een commissie, samengesteld uit 2 Italianen, 1 Spanjaard en 1 Duitscher, verschillende voorstellen onderzoeken, en liet de meening inwinnen van verschillende vorsten en universiteiten. De commissie aanvaardde, met enkele wijzigingen het voorstel van Lilius, en in het voorjaar van 1582 verscheen een daarop betrekking hebbende pauselijke bul. Om „met een schoone lei" te beginnen zou in 1582 de dag volgende op 4 October heeten 15 October, waardoor de zon in 1583 weer op 21 Maart in V zou komen. En om de lei schoon te houden, zouden voortaan schrikkeljaren zijn de gewone, jaren, waarvan het jaartal- en alle eeuwjaren, waarvan het eeuwtal door 4 deelbaar is. Het heeft lang geduurd, voordat de Gregoriaansche kalender (de z.g. Nieuwe Stijl; de Juliaanscbe kalender is dan de Oude Stijl) in de Protestantsche landen werd ingevoerd. De Republiek der Vereenigde Nederlanden aanvaardde hem pas omstreeks 1700, Engeland en Zweden in 1752. De Grieksch-Katholieke landen hebben den Gregoriaan- Sterrenkunde 9 TIJD EN KALENDERREGELING schen kalender pas na den wereldoorlog aanvaard, maar alleen voor de burgerlijke tijdrekening. De hervormde kalender heeft ongelukkigerwijze èn de indeeling van het jaar in kwartalen en maanden van ongelijken duur, èn de ingewikkelde Paaschregeling (zie Tabel II blz. 461) klakkeloos van den Juliaanschen kalender overgenomen; deze zijn een verwaterd overblijfsel van den ouden maankalender. Een ander practisch bezwaar van den nieuwen kalender is dit, dat het jaar geen geheel aantal weken heeft, zoodat niet elke datum met een bepaalden weekdag kan overeenkomen. Vooral ten behoeve van den handel, heeft men herhaaldelijk getracht tot een practische indeeling van het jaar en tot een vasten Paaschdatum te komen, maar steeds vergeefs. In 1922 heeft een kalendercommissie uit de Internationale Astronomische Unie, daartoe de volgende drie voorstellen gedaan: i°. Het begin van het jaar worde verschoven naar Z2 December. 2°. Het jaar bevatte 52 weken en 1 of 2 „ongenummerde dagen." (bijv. een „Nieuwjaarsdag"). 30. Het worde verdeeld in 4 kwartalen van 91 dagen en elk kwartaal in 3 maanden van 30, 30 en 31 dagen. Deze voorstellen zijn echter op het congres te Rome in 1922 niet door de Algemeene Vergadering behandeld, en op de agenda •van het Congres te Cambridge in 1925 kwam het punt „kalenderhervorming" niet meer voor. Er schijnen voorloopig onoverkomelijke bezwaren van godsdienstigen aard tegen te bestaan. 114 VIL HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE INRICHTING VAN STERRENWACHTEN Terwijl de vorige hoofdstukken zich bepaalden tot het terrein der bloote-oog waarnemingen, zullen wij thans ons arbeidsveld vergrooten door het gebruiken van astronomische kijkers, allereerst van zulke, waarin door een lens of lenzenstelsel de daarop vallende lichtbundel verzameld wordt om van de lichtbron een zeer klein omgekeerd beeld van groote lichtsterkte te maken, welk beeld onder een eenigszins samengesteld vergrootglas kan worden bekeken. Zulk een instrument heet een refractor; het lenzenstelsel heet het objectief, de verzamelplaats het brandvlak (bij sterren het brandpunt), de afstand daarvan tot het middelpunt van het lenzenstelsel de brandpuntsafstand, (ƒ) en het samengestelde vergrootglas het oculair van den kijker. Theoretisch is door een dergelijke inrichting de hoeveelheid licht van een bundel, die de middellijn d heeft van het objectief, verzameld in een veel smalleren bundel, die uit het oculair treedt; de verhouding van d tot de middellijn van dezen „uittredenden bundel" is de „vergrooting van den kijker." Daar de oogpupil van den waarnemer den geheelen uittredenden bundel moet opvangen, mag deze geen grootere middellijn hebben dan die van de gemiddelde oogpupil, d.i. 5 mm, en daarmede is aan de vergrooting van eiken kijker voor de practijk een onderste grens gegeven, n.1. 3/s van de middellijn van het objectief in mm = 2 maal die middellijn in cm = 2 d. Een bovenste grens voor de vergrooting wordt gegeven door de omstandigheid dat er, wanneer de uittredende bundel zeer smal wordt, z.g. „buigingsverschijnselen van het licht" (zie ook bldz. 174) optreden, die de beeldvorming in het oog n6 HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE bederven. Men neemt aan, dat de uittredende bundel geen kleinere middellijn mag hebben dan 0.6 mm, de vergrooting derhalve niet grooter dan 10/e = 1.7 maal het obj. in mm = 17a*. Bij een kijker waarvoor d = 1 o cm is, heeft het dus geen practisch nut vergrootingen te gebruiken, zwakker dan 20 en sterker dan 170 en men zal goed doen vrij ver binnen deze grenzen te blijven; sterke vergroótingen zijn alleen bij een zeer rustigen toestand van den dampkring met vrucht te gebruiken, daar de onregelmatigheden daarin mede vergroot worden en de beelden bederven. De theoretische grenzen voor de vergrootingen van den grooten kijker der Utrechtsche sterrenwacht (d — 26 cm) zijn 52 en 442, terwijl in werkelijkheid als uitersten gebruikt worden 94 en 294; in een zeer bijzonder geval, als de lucht uitermate rustig is en het er bijv. om te doen is de componenten van een dubbelster gescheiden te zien, teneinde hun afstand te kunnen uitmeten, kan men de theoretische grens zeer dicht naderen en zelfs overschrijden. Zoo heeft men aan den grooten kijker der Leidsche sterrenwacht, waarvoor d eveneens 26 cm is, voor dergelijke metingen een vergrooting van 600 kunnen gebruiken en aan den Lick-kijker (d = 91 cm) eene van 2600 = 29 d, maar dit blijven hooge uitzonderingen. Men kan de vergrooting van een kijker ook bepalen als het getal, dat aangeeft hoeveel malen de brandpuntsafstand van het objectief grooter is dan die van het oculair; sterke vergrootingen verkrijgt men dus met oculairen van korten brandpuntsafstand. Wie een astronomischen kijker koopt met verschillende oculairen, heeft dus in het langste daarvan tevens de zwakste vergrooting en daarmede ook het grootste „veld," d.w.z. men kan er een grooter deel van den hemel tegelijk mede zien. Terwijl dus de vergrooting van een kijker afhangt Van objectief en oculair beide, hangt de grootte van het beeld, dat met het oculair bekeken wordt, INRICHTING VAN STERRENWACHTEN 117 alleen af van het objectief en wel uitsluitend van zijn brandpuntsafstand f, niet van zijn middellijn d. Vervangt men dus het oculair door een fotografische plaat, dan verkrijgt men daarop een beeld van hepaalde grootte, dat als regel uiterst klein is. Een dergelijk „brandmintsbeeld" van de zon bijv. heeft een middellijn, die iets kleiner is dan 1/ioo van ƒ, en dus voor den Utrechtschen kijker (f = 320 cm) ongeveer 3, voor den grootsten refractor, die er bestaat (Yerkes Obs. ƒ = 1900 cm) 17 cm bedraagt.1) Men kan echter met behulp van een in den kijker geplaatst bijzonder stelsel van lenzen het effect bereiken alsof de brandpuntsafstand vergroot was; de beeldgrootte wordt dan dus kunstmatig grooter gemaakt, wat vooral bij het fotografeeren van de zon, de maan en de planeten van zeer groot belang is. Zoo heeft o.a. de Nederlandsche Eclipsexpeditie naar ZuidLimburg in April 1912 een fotografisch beeld der gedeeltelijk verduisterde zon kunnen verkrijgen, dat een middellijn had van 10 cm, terwijl de „werkelijke" brandpuntsafstand van het objectief slechts 3 meter bedroeg; deze werd echter door een dergelijk bijzonder lenzenstelsel tot een „aequivalenten" brandpuntsafstand van 10 meter vergroot. Wij zullen in het Elfde hoofstuk zien, op welke wijze men er aan één der nieuwste Amerikaansche Observatoria in geslaagd is groote beelden der zon te fotografeeren. Van een sfer is practisch het brandpuntsbeeld een punt, en blijft dit bij elke vergrooting; alleen zijn lichtsterkte is aanzienlijk toegenomen en wel theoretisch evenveel malen als de oppervlakte van het objectief grooter is dan die van de oogpupil. Een objectief van 1 o cm, heeft een middellijn die 20, en dus een oppervlakte die 400 maal grooter is dan die van de oogpupil en in een ) De middellijn van de zon en haar brandpuntsbeeld verhouden zich als hun afstanden tot het midden van het objectief, dus M: m — A- f of m M 1 ~p = -j^ = • dezelfde verhouding geldt ook voor de maan. 11 8 KIJKERS EN STERRENWACHTEN zoodanigen kijker is de lichtsterkte der sterren dus theoretisch 400 maal, practisch echter 20 % minder, dus 320 maal vergroot. Deze 20 % zijn het onvermijdelijke lichtverlies in . den kijker door absorptie en terugkaatsing. Bij sterren heeft men alleen met deze „totale" helderheid te maken, bij alle hemellichten, die een oppervlakte vertoonen ook met de helderheid per eenheid daarvan. Deze wordt kleiner, naarmate men sterkere vergrootingen gebruikt, want men spreidt dan dezelfde hoeveelheid licht uit over een grooter oppervlak. Hetzelfde geldt voor de lichtsterkte van den hemel; richt men overdag een kijker op een heldere ster, dan vermindert bij het gebruik van een sterke vergrooting de „oppe rvlaktehelderheid" van den achtergrond, waardoor de ster zichtbaar wordt.1) Het scheidingsvermogen van een kijker kan alleen worden afgeleid uit theoretische beschouwingen betreffende de eigenschappen van het licht. Deze leeren, dat twee punten aan de sfeer gescheiden kunnen worden gezien, wanneer hun schijnbare afstand grooter is dan ■ ïï, ,2r, d.i. voor de Utrechtsche en Leidsche refractors d o".43 2)- Van de verschillende, voor de sterrenkundige waarnemingen in gebruik zijnde, kijkers zullen wij thans de voornaamste behandelen. , DE MERIDIAANCIRKEL klimming en declinatie) aan de sfeer (Fig. 34). Het is een kijker van middelmatige afmetingen (d meestal on- l) Ba sterke vermindering van „valsch" licht, büv. door zich te plaatsen op den vloer van een fabrieksschoorsteen of mijnschacht kan men ook met het bloote oog een heldere ster overdag waarnemen. ») Twee ponten die i cm. van elkander verwijderd zijn, zouden ermede op een afstand van 5 kilometer gescheiden kunnen gezien worden. Il8 FIG. 34. DE MERIDIAANCIRKEL DER STERRENWACHT. TE LEIDEN 120 HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE geveer 15 cm.), welks as altijd zoo nauwkeurig mogelijk in den meridiaan gericht blijft; de buis is daartoe voorzien van een tappen-as, die in de richtingen Oost en West op twee hardsteenen of ijzeren, afzonderlijk gefundeerde pijlers rust. Zij draagt tevens twee groote, zeer nauwkeurig verdeelde cirkels, die elk door vier aan de pijlers bevestigde microscopen met een nauwkeurigheid tot o".i kunnen worden afgelezen, teneinde uit den zoo verkregen zenithsafstand met behulp der bekende breedte van de waarnemingsplaats de declinatie van het hemellicht af te leiden. De rechte klimming wordt verkregen door in het brandvlak loodrecht op de as van den kijker een dradennet te plaatsen, welks middelpunt zoo goed mogelijk op die as gelegen is. Even vóórdat een ster den meridiaan gaat overschrijden, wordt ze in het veld van den kijker zichtbaar en nu teekent men den tijd aan, waarop zij elk der evenwijdig aan het meridiaanvlak gestelde draden voorbij gaat. Daar de onderlinge afstanden daarvan bekend zijn, heeft men nu zooveel aanwijzingen van het oogenblik van den meridiaansdoorgang als er draden zijn en dus dit oogenblik en daarmede de rechte klimming (zie bldz. 107) nauwkeurig vastgelegd. De correctie van het uurwerk is daarbij bekend te onderstellen. Natuurlijk kan men met dit instrument ook omgekeerd uit bekende rechte klimmingen de onbekende correctie van het uurwerk vinden; is het daarom echter alleen te doen, dan kan men, zooals wij reeds op bldz. 107 bespraken, volstaan met een veel eenvoudiger en goedkooper instrument, n.1. met een meridiaan-kijker. Terwijl voor den meridiaan-cirkel zoowel de vaste opstelling als de constructie der cirkels hoofdzaak zijn,, zijn de laatste voor den meridiaan-k ij k e r slechts instellingscirkels en behoeft aan de opstelling, hoewel deze zeer stevig moet zijn, niet dezelfde aandacht geschonken te worden als aan die van den meridiaancirkel. De Leidsche sterrenwacht bezit een goeden, in het INRICHTING VAN STERRENWACHTEN 121 jaar 1861 opgestelden meridiaancirkel, de Utrechtsche sterrenwacht bezit slechts een meridiaankijker, voor welks pijlers koning Willem III in 1853 den eersten steen gelegd heeft. 2. DE PARALLACTISCHE KIJKER (betcr: Jj^f op parallacti- schen voet, ook wel „het aequatoriaal" geheeten (Fig. 35). Deze kan in eiken uurhoek gebruikt worden en van de hemellichten alleen de „relatieve" plaatsen meten, d.w.z. de verschillen in a en i met de sterren, waarvan aan meridiaancirkels de absolute plaatsen gemeten zijn. De twee pijlers zijn nu vervangen door één, en daarop rust in vaste dragers een as, die naar de pool gericht is en derhalve een helling op het horizontale vlak heeft, gelijk aan de breedte van de waarnemingsplaats; aan het ondereinde draagt deze „poolas" een verdeelden cirkel, den uurcirkel, welks vlak loodrecht staat op de poolas en dus den aequator aangeeft. Het boveneinde van de poolas heeft twee dragers voor een 2de as, loodrecht op de iste en aan haar uiteinde eveneens een verdeelden cirkel dragende. Deze as heet de „declinatie-as," die cirkel de „declinatie-cirkel." Beweegt men den kijker alleen om de poolas, dan beschrijft het punt aan de sfeer, waarop de kijker gericht is, een parallelcirkel; beweegt men hem alleen om de declinatie-as, dan beschrijft het een declinatie-cirkel; de eerste dezer bewegingen is, daar op den aequator de tijd gemeten wordt, ook te verkrijgen door haar te koppelen aan een regelmatig loopend uurwerk; is dit zoo ingericht dat het den kijker in 24 uur een boog van 360° zou doen beschrijven, dan blijft, als men een ster instelt en het uurwerk opwindt, deze ster voortdurend in het kijkerveld zichtbaar; de kijker volgt door de uurwerkbeweging de schijnbare hemeldraaiing. Ook bij dit instrument zijn de cirkels instellings- en geen nauwkeurigheidscirkels; het kan dienst doen voor de bestudeering van de oppervlakte der maan en der FIG. 35. PARALLACTISCHE KIJKER (Uit: L. Ambronn: Handbuch der astronomischen Instrumentenkunde.) KIJKERS EN STERRENWACHTEN 123 planeten, de waarneming van veranderlijke sterren a. a. en zooals reeds gezegd voor het meten van kleine afstanden aan de sfeer zooals: relatieve plaatsen van planeten en kometen, onderlinge posities van de componenten van dubbelsterren, middellijnen van de schijven der gróote planeten enz. Dergelijke metingen kan men verrichten naar twee zeer verschillende methoden; men kan 10. evenals bij den meridiaancirkel in het brandvlak van den kijker een dradennet aanbrengen, thans echter voorzien van draden in twee loodrecht op elkaar staande richtingen bevestigd, en enkele daarvan ten opzichte van de andere verplaatsbaar maken met een zoo volmaakt mogelijke schroef, voorzien van een verdeelden trommel. Een dergelijke inrichting heet een d r adenmicrometer. Daar twee sterren die bijv. 5 min. in rechte klimming verschillen, ook 5 min. in uurhoek verschillen, zoo kan men het rechte klimmings-verschil eenvoudig meten door met een uurwerk, dat naar sterretijd geregeld is, na te gaan wanneer de sterren een bepaalden evenwijdig aan den declinatiecirkel gestelden draad passeeren; het verschil der gemeten tijdstippen is tevens het verschil in rechte klimming. Om het declinatieverschil te meten, doet het stel draden dienst, dat loodrecht op den declinatiecirkel gesteld is en de bovengenoemde „micrometerschroef." Een der sterren wordt op een vasten draad gebracht en de verplaatsbare draad wordt met de schroef op de andere ster gebracht, waarna op den trommel het declinatieverschil wordt afgelezen.1) Maar men kan ook 2°. het objectief van den kijker in twee helften deelen, die ten opzichte van elkaar langs de scheidingslijn verschuifbaar zijn (Fig. 36). Wil men nu den afstand tusschen 2 sterren meten, dan draait men het objectief in zijn vatting, 'totdat de scheidingslijn der helften valt in de richting van de verbindingslijn der sterren en verplaatst dan een der objec- *) Van de componenten eener dubbelster meet men (zie bldz. 405) niet het rechte klimmings- en declinatieverschil, maar den afstand en den positiehoek. 124 HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE tiefhclften. Van elke ster krijgt men dan twee beelden; zet men de verschuiving zoover voort, dat een der beelden der eene ster samenvalt met een der beelden van de andere, dan kan uit een nauwkeurige aflezing van het bedrag dier verschuiving langs een verdeelde schaal, de schijnbare afstand der sterren gemakkelijk worden afgeleid. Deze inrichting heet, omdat zij voor het eerst is toegepast op metingen van de middellijn der zon, een ,,h e 1 i o m e t e r." Voor een parallactischen kijker kent men in hoofdzaak drie methoden van opstelling en wel: a. de Duitsche opstelling, welke wij zooeven beschreven en die Fig. 37 duidelijk aangeeft. Zij heeft het nadeel dat hemellichten, die nagenoeg in top staan, in één stand van den kijker slechts zeer korten tijd bestudeerd kunnen worden; spoedig stuit de kijker tegen het voetstuk en moet de waarneming onderbroken worden. Vooral voor fotografisch werk met lange belich- FIG. 36. HELIOMETER INRICHTING VAN STERRENWACHTEN 125 tingstijden is dit ongewenscht en daarom is men teruggeV " rd tot een oudere methode, thans echter in verbeterden vorm, n.1.: b. de Engelsche opstelling. Zie Fig. 39. De raamvormige poolas is langer dan de kijker en deze kan daarin, FIG. 3 7. DE DUITSCHE OPSTELLING OP RECHTEN VOET (YERKES REFRACTOR') ook in top, een vollen declinatiecirkel beschrijven; de declinatie-as rust in de zijwangen van het raam. Met deze opstelling, die men o.a. aantreft bij den fotografischen refractor der Leidsche Sterrenwacht, kan men echter geen hemellichten bij de pool bestudeeren, daar de I2Ö KIJKERS EN STERRENWACHTEN kijker dan geheel binnen het raam ligt. Om de bezwaren onder a en b genoemd te ondervangen, bouwt men in den laatsten tijd veelal de Duitsche opstelling, maar op gebogen voet (zie Fig. 38) waardoor ook zenithale waarnemingen verzekerd zijn. c. de gebroken opstelling (aequatorial coudé). Het FIG. 3 8. DE DUITSCHE OPSTELLING OP GEBOGEN VOET (Uit: Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam. Bd. XV) licht komt nu, na het objectief doorloopen te hebben, door tweemalige spiegeling in het oculair (Fig. 40). EHt bevindt zich aan het uiteinde van het vaste, in de 128 HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE poolrichting opgestelde kijkerdeel; het andere deel van den kijker is daaraan met een draaibaren kubus verbonden. Het instrument staat buiten, een dure, draaibare koepel is niet noodig, en de waarnemer zit binnenshuis in een gemakkelijke houding en 's winters in een kamertemperatuur, terwijl hij anders in wind en kou zou FIG. 40. DE GEBROKEN OPSTELLING (Uit: Rapport sur 1'état de 1'observatoire de Paris pour 1'année 1889) moeten werken. Vooral de Franschen zijn liefhebbers van deze opstelling (Parijs, Lyon, Besancon, Nice, Algiers; verder Weenen) ; als haar nadeel wordt opgegeven het gebruik van dure, lichtabsorbeerende, moeilijk te stellen spiegels, doch uit het feit dat thans aan de groote equatorialen coudés te Parijs en Weenen sterrespectrografen bevestigd zijn, waarvan de regeling zeer minutieus moet zijn en die uitstekend schijnen te voldoen, mag men gereedelijk afleiden, dat de genoemde bezwaren wel te ondervangen zijn. Kleinere kijkers worden meestal niet parallaetisch, maar z.g. ,,in hoogte en azimuth" opgesteld; wil men daarbij een hemellicht in het kijkerveld blijven INRICHTING VAN STERRENWACHTEN volgen, dan moet men den kijker in twee richtingen, meestal met de hand, bewegen. Een op dergelijke wijze FIG. 41. KOMETENZOEKER opgestelde kijker is op sterrenwachten meestal de z.g. „kometenzoeker," een kijker met zeer groot Sterrenkunde i o 129 I3° HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE veld, waarmede vooral kort na zonsondergang en kort vóór zonsopgang langs den horizon en langs strooken, evenwijdig daarmede, naar kometen wordt gezocht. Fig. 41 stelt een dergelijke kijker voor. Behalve een refractor kan een kijker ook zijn een reflector (spiegeltelescoop); de beeldvorming geschiedt dan door terugkaatsing op het gepolijste oppervlak van een hollen spiegel. Dit type van instrumenten heeft ontegenzeggelijk één groot voordeel, n.1. dit, dat het verzamelde licht onafhankelijk van de kleur, zuiver in één punt vereenigd wordt, hetgeen bij een refractor niet het geval is, doordat de verschillende kleuren, waaruit het witte licht is samengesteld, op verschillende wijze gebroken worden. Bij dit voordeel voegt zich nog een ander; afgezien van technische moeilijkheden is er voor de afmetingen der te gebruiken spiegels geen enkele bovenste grens. Uit een „optisch" oogpunt kan men ze steeds grooter maken, en elke vergrooting is winst, want een grooter oppervlak verzamelt meer licht en kaatst dit meerdere licht nagenoeg onverminderd terug. De objectieven der refractors daarentegen kan men nier steeds grooter maken, daar dit gepaard zou gaan met meerdere dikte, waarbij het lichtverlies door absorptie in het glas onevenredig snel toeneemt, en het bezwaar van verschillende brandpunten voor verschillende kleuren zich steeds meer gevoelen doet.1) Het is dan ook niet zeer waarschijnlijk dat de grootste der bestaande refractors, die een objectief van 102 cm. middellijn heeft, en waarvoor Mr. Yerkes te Chicago in 1892 een „unlimited sum" beschikbaar stelde, binnen afzienbaren tijd door een grooteren verdrongen zal worden. Wanneer men dan toch de groote refractors bij tientallen telt, terwijl de spiegeltelescopen slechts sporadisch voorkomen, dan is de oorzaak hier- *) In de Lick- en Yerkeakijkers verschilt de scherpstelling voor rood en blauw reeds ettelijke centimeters. INRICHTING VAN STERRENWACHTEN 131 voor bijna uitsluitend gelegen in de technische moeilijkheden, verbonden aan het opstellen en in bruikbaren staat houden der groote spiegels. Zij mogen bijv. niet FIG. 42. VASTE VLOER EN BEWEGELIJKE TRAP (80 cM. refractor der Sterrenwacht te Potsdam) door buigen hun vorm veranderen en moeten beschermd worden tegen temperatuurs- en weersinvloeden, daar de zuiverheid der beeldvorming hiermede ten nauwste samenhangt. Op deze, schijnbaar zoo eenvoudige eischen, heeft in de 19de eeuw de techniek der reflectors voortdurend schipbreuk geleden, en eerst in de laatste 20 jaren kan men een herleving van dit type van instrumenten opmerken. Daar deze echter geheel ten goede 132 HET GEBRUIK VAN KIJKERS EN DE komt aan de hemelfötografie, zullen wij ze eerst in het IXde hoofdstuk nader behandelen. Enkele woorden mogen hier ten slotte gewijd worden FIG. 43 a. DE BEWEGELIJKE VLOER laagste stand (Uit: Die Hamburger Sternwarte in Bergedorf) aan de inrichting van sterrenwachten. Zooals wij reeds zagen is voor een sterrenwacht, althans wanneer zij niet INRICHTING VAN STERRENWACHTEN 133 uitsluitend voor astrophysisch werk is ingericht, het allereerst noodige het bezit van minstens één uitstekend astronomisch uurwerk en een instrument om de correctie daarvan te bepalen; op elke sterrenwacht bevindt zich dan ook een z.g. „meridiaanzaal," waarvan het dak eene opening in de richting Noord-Zuid heeft, en waarin een meridiaancirkel of meridiaankijker is opgesteld. Deze zaal is altijd, om een onwrikbare opstelling van het instrument te verzekeren, zoo laag mogelijk gehouden, terwijl een volkomen vrij uitzicht in den meridiaan gewaarborgd moet zijn. Andere instrumenten kunnen desnoods hooger geplaatst worden om ermede over boomen en gebouwen heen te kunnen zien, maar toch verdient, vooral voor kijkers voor fotografisch werk, een lagere en dus waarschijnlijk vastere opstelling de voorkeur. Voor parallactische kijkers zijn gebogen observatietorens met vasten onder-, en draaibaren bovenbouw algemeen in gebruik; het draaien kan voor een kleinen toren desnoods met eene handraderbeweging geschieden, voor groote torens is dit onmogelijk en wordt meestal electrische beweegkracht te hulp geroepen. Een toren van 20 Meter middellijn kan daarmede in 5 min. over een vollen cirkel worden gedraaid. De toren wordt geopend door het zijdelings verplaatsen van een of twee gebogen kleppen, welke beweging eveneens electrisch geschiedt. Bij groote refractors heeft men voor de waarnemingen van hemellichten, die laag boven den horizon staan, hooge stellages noodig; men bevestigt deze in den vorm van een zware hangende trap aan den toren en maakt ze daarlangs bewegelijk. (Fig. 42). Ook kan men den geheelen vloer van den toren langs het voetstuk van den kijker op en neer laten bewegen, zooals Fig. 43 (a en b) aangeven; zij stellen den grooten refractor der nieuwe sterrenwacht bij Hamburg voor in de twee uiterste standen van den bewegelijken vloer. De observatiegebouwen eener sterrenwacht moeten rus- 134 KIJKERS EN STERRENWACHTEN tig gelegen zijn in een doorzichtigen en drogen dampkring. Kunstlicht mag in de omgeving niet zichtbaar zijn. De hoofdinstrumenten moeten elk in een afzonderlijk gebouw of toren zijn opgesteld en de waarnemers FIG. 43 b. DE BEWEGELIJKE VLOER boogste stand (Uit: Die Hamburger Sternwarte in Bergedorf) moeten allen op de terreinen der sterrenwacht kunnen wonen. De ligging van bijna alle z.g. „Universiteitssterrenwachten" (en Nederland kent geen andere) is dus van het standpunt van den waarnemer beschouwd, altijd te veroordeelen. .134. VIII. DE BESTUDEERING VAN HET SPECTRUM DER HEMELLICHTEN Het mag van algemeene bekendheid heeten, dat het licht niet een oneindig groote, maar een fysisch en astronomisch meetbare snelheid van voortplanting heeft. De voortplanting zelve geschiedt in de ruimte van het Heelal door een middenstof die men den aether noemt. Voortplanting van het licht is een van plaats tot plaats voortgezette trillingsbeweging van aetherdeeltjes. Het is eene tot nu toe onbeantwoorde vraag of in dien aether het licht van alle kleuren dezelfde snelheid heeft; evenmin is het volkomen zeker, dat deze geheimzinnige middenstof het licht niet, al is het ook maar voor een zeer klein deel, absorbeert. Op deze belangrijke vraag zal waarschijnlijk alleen de Sterrenkunde antwoord kunnen geven. Zoodra intusschen de aether, die het licht voortplant, zich niet meer in de overigens „ledige" ruimte van het Heelal, maar in een andere middenstof bevindt, wordt niet alleen de snelheid van voortplanting verminderd, maar de verschillende kleuren planten zich dan niet met gelijke snelheid voort; voor lucht is dit verschil onmerkbaar. Het volgende lijstje moge dit toelichten: K.M. p. seconde. Snelheid van het licht in den aether =300 duizend „ ,, ,, lucht = 300 „ ,, violet licht in water =224 „ ,, ,, rood • „ „ ,, = 226 ,, „ violet licht in kroonglas =196 ,, „ „ rood „ „ „ =199 ,. Het licht plant zich als aethertrilling voort in den vorm van een golfbeweging; de afstand tusschen twee overeenkomstige punten van zulk een golfbeweging 136 DE BESTUDEERING VAN HET heet de „golflengte" (A), de tijd noodig om dien afstand af te leggen heet de „periode" (T). De snelheid van het licht is dus het quotiënt van deze beide v = A T Inplaats van de periode T wordt vaak het trillingsgetal (n) gebruikt; dit is het aantal trillingen per seconde en het is dus omgekeerd evenredig met T. V = n X Onder „amplitude" verstaat men de hoogte der golfbeweging; deze is een maat voor de intensiteit (lichtsterkte) . Het trillingsgetal, de periode, of de golflengte in den vrijen aether bepalen de kleur van het z.g. homogene of monochromatische licht. Groen licht bijv. kan men kunstmatig uit menging van andere lichtsoorten (golflengten) verkrijgen, maar het is dan geen homogeen licht. Homogeen groen is licht van één bepaald golflengtegebied, dat altijd en overal hetzelfde is, en ontleend aan een bestudeering van het zonlicht. Golflengten worden meestal benoemd in z.g. „°Angströmsche eenheden" d. w, z. in tienmillioenste deelen van een millimeter 1 millimeter (mm) = 1 duizendste m. 1 micron ( fi ) =1 duizendste mm. 1 millimicron (^ n) =1 millioenste mm. 1 °Angstr.eenheid (°AÈ) == 1 tienmillioenste mm. Er zijn twee methoden om de verschillende golflengten te „scheiden," d. w. z. om het samengestelde witte licht te ontleden in zijn kleuren, teneinde deze afzonderlijk te kunnen bestudeeren. Bij beide wordt bij voorkeur de lichtbron bijv. door toepassing van een spleet zeer smal genomen. Deze méthoden zijn: i°. het gebruik maken van de „breking" van het licht bij zijn overgang van de eene middenstof in de andere. SPECTRUM DER HEMELLICHTEN 137 2°. het gebruik maken van de buiging van het licht bij zijn weg door een zeer nauwe opening. Beide deze verschijnselen nl. zijn voor verschillende golflengten verschillend. ^-„t. Indien men wit licht (Zie EERSTE METHODE. Rg ^ doQr ^ spleetvor. mige opening laat gaan, daarna door een lens en dan den lichtbundel, voordat hij een wit beeld B van de spleet heeft kunnen vormen, op de zijde van een prisma P opvangt, zal elke golflengte een afzonderlijk spleetbeeld geven, omdat ze op één bepaalde, alleen voor haar geldende wijze, door het prisma gebroken wordt. Terwijl dus de lichtbron uit samengesteld (wit) licht bestaat, bestaat het beeld uit een aaneenschakeling van oneindig vele, verschillend gekleurde beelden, die vloeiend in elkaar overgaan. Er ontstaat een z.g. „prismatisch speet rum." De kleurgebieden en de golflengten, behoorende bij het midden van elk van hen, zijn de volgende: Rood 2= 6830°AE Blauw A = 4730°AE Oranje =6150 Indigo =4390 Geel = 5590 Violet = 4100 Groen =5120 TWEEDE METHODE. Indien m*n °p ZJ*S gebogen stuk spiegelmetaal een groot aantal fijne, vlak bijeen en evenwijdig aan elkaar gelegen groeven snijdt, dan ontstaat een z.g. ,,buigingsrooster"; samengesteld licht zal na terugkaatsing op dit oppervlak in de spectraalkleuren zijn uitgespreid, maar niet als een enkelvoudig spectrum, doch als een aantal z.g. „buigingsspectra," die elkaar gedeeltelijk bedekken, een steeds grooter wordende uitbreiding vertoonen, maar tevens snel aan intensiteit verliezen. Door deze laatste eigenschap vooral kunnen zij voor zwakke lichtbronnen geen dienst doen; zij zijn daarentegen van groote waarde bij de bestudeering van de pro- 138 DE BESTUDEERING VAN HET blemen der zon. De samenstelling van een buigingsroos* ter vereischt een vergevorderde techniek, die voornamelijk door Rowland1) op een hoog peil gebracht werd. Zijn „groote" roosters zijn 14 cm. lang en 5 cm. breed en bevatten ongeveer 6000 groeven per cm.! Daar bij het snijden van deze groeven het maken van een fout, waar- FIG. 44. DE VORMING VAN EEN PRISMATISCH SPECTRUM van het bedrag slechts een klein deel bedraagt van den afstand tusschen twee groeven, het te verkrijgen spectrum volkomen zou bederven, moeten tal van bijzondere voorzorgen genomen worden. Zoo werkte Rowland in kelders, die op constante temperatuur werden gehouden; een nagenoeg volmaakte schroef verplaatste de plaat telkens 1/eooo cm. onder de diamanten snijstift, terwijl de invloed der zeer geringe fouten van de schroef automatisch onschadelijk werd gemaakt. Voor de groote roosters werkte dan de machine zes etmalen achtereen door. Vooral de eerste, de prisma-methode, heeft aanleiding gegeven tot een groot aantal verschillende spectraal- *) H. A. Rowland (1848-1003) was hoogleeraar aan de John Hopkins Universiteit te Baltimore. SPECTRUM DER HEMELLICHTEN 139 instrumenten, die wij hier niet in bijzonderheden kunnen behandelen, maar waarvan wij toch in een paar woorden de algemeene beteekenis willen aangeven. ■CCM cDcrToncrnnü dient voor visueele bestudeeÊEN SPECTROSCOOP ring yan e£n ontWorpen spectrum. Aangebracht aan een astronomischen kijker, wordt daarvan de oculairbuis vervangen door het volgende samenstel: i°. een „collimatot," d.i. een kijker, die inplaats van een oculair een verstelbare spleet heeft in het brand vlak van zijn objectief. Deze wordt met de spleetzijde aan den astronomischen kijker bevestigd, en zoo gesteld, dat op de spleet het beeld van het te onderzoeken hemellicht valt. Daar de spleet in het brandvlak van den collimator staat, treedt het licht uit het objectief daarvan in een evenwijdigen bundel uit; deze lichtbundel valt op 2°. een of meer prisma's, meestal van glas, waardoor hij verdeeld wordt in talrijke, elk voor zich evenwijdige lichtbundels, welke men opvangt op het objectief van 3 0. den spectroscoopkijker, die het licht thans als spectrum in zijn brandvlak vereenigt, waar het met een oculair bekeken kan worden. Gebruikt men veel prisma's, dan wordt het spectrum langer en het wordt dan onmogelijk het in zijn geheel gelijktijdig te bestudeeren. Veel prisma's kan men echter bij de bestudeering van zwakke lichtbronnen niet gebruiken, omdat dan door terugkaatsing en opslorping een te groot verlies aan intensiteit geleden wordt. Een spectroscoop is afgebeeld in Fig. 45. EEN SPECTROGRAAF j* 'en S^iïf'Jo*™ het oculair en net oog van den waarnemer vervangen zijn door een fotografische plaat; de fotografische opname van een spectrum heet een ,,s p e c t r o g r a m." EEN OBJECTIEFPRISMA is, prism?' f" plaatst wordt voor het objectief van den astronomischen kijker en dezelfde afmetingen heeft als dit, waardoor het zoowel om techni- 140 DE BESTUDEERING VAN HET sche redenen als om economische alleen op kleinere kijkers gebruikt wordt. Het is een eenvoudig middel om vele spectra tegelijk te overzien of te fotografeeren; de op deze wijze verkregen, betrekkelijk zeer heldere, ster- FIG. 45. SPECTROSCOOP respectra zijn uit den aard der zaak zeer smal, omdat de lichtbron een lichtend punt is, maar men kan ze gemakkelijk eenige breedte geven, vooral bij fotografische opnamen. Men behoeft den slechts het uurwerk, dat den kijker de schijnbare dagelijksche beweging van den hemel doet volgen, een weinig te versnellen of te vertragen, SPECTRUM DER HEMELLICHTEN 141 waardoor het lijnvormige spectrum verbreed wordt tot een lintvormig spectrum. Bij visueel werk moet men het spectrum bekijken met een oculair van bepaalde constructie (cylinder-lens). Een dergelijke inrichting wordt ook gebruikt om het spectrum van een lijnvormige lichtbron aan den hemel te bestudeeren, zooals deze zich bijv. vertoont, wanneer bij eene zonsverduistering de schijf der zon reeds zoover door die der maan bedekt is, dat slechts een zeer smalle lichtsikkel zichtbaar is. Wat wij bij den spectrograaf de spleet van den collimator noemden, staat dan ,,in natura" aan den hemel. De sterrenwacht te Utrecht bezit voor den kijker van 11.5 cm. een objectiefprisma voor visueele waarnemingen.1) Een spectroscoop gaat over in een spectrometer, zoodra hij voorzien is van een inrichting om hetzij de onderlinge afstanden van bepaalde plaatsen in een spectrum, hetzij de golflengte uit te meten. Spectrogrammen worden in bepaaldelijk daarvoor uitgedachte instrumenten onder het microscoop uitgemeten; een spectrograaf is dus zelf nooit spectrometer. EEN SPECTRO-HELIOGRAAFis e.en instrument waarin eerst een spectrum van de zon ontworpen wordt, daarna een uiterst klein kleurgebied uit dit spectrum verder geleid en tenslotte een fotografisch beeld van de zon ontworpen wordt, tot welks vorming alleen het licht uit dit enge kleurgebied heeft bijgedragen. In het Elfde hoofdstuk zal dit instrument uitvoeriger behandeld worden. Keeren wij thans tot de spectra zelve terug. Van alle voorwerpen, die zichtbaar zijn, kan men zeggen, dat zij een spectrum hebben, maar men moet daarbij twee 1) Voor eenige op hetzelfde beginsel berustende, maar voor fotografisch werk ingerichte instrumenten (prisma-camera's) der Nederlandsche eclipsexpeditie naar Sumatra, zie Hemel en Dampkring 24, blz. ro2. 142 DE BESTUDEERING VAN HET hoofdgroepen onderscheiden. De eerste wordt gevormd door de zelf lichtgevende (licht-em/rreerende) voorwerpen, hunne spectra heeten emissiespectra; het onderzoek dezer spectra betreft in hoofdzaak het meten van golflengten. De voorwerpen der tweede groep zijn niet zelf lichtend, maar zij kunnen zich kenbaar maken doordat zij een deel van het hun toegezonden licht opslorpen (absorbeeren) en daar de lichtsoorten, die zij absorbeeren, zoowel als de wijze, waarop zij dit doen, teekenend zijn voor de stof zelve, zoo beoogt de bestudeering hunner spectra hoofdzakelijk te onderzoeken, welke lichtsoorten geabsorbeerd zijn geworden. Deze spectra heeten daarom absorptiespectra. Een emissiespectrum kan zijn: a. continu: het vertoont dan, des te zuiverder naarmate de spleet smaller is, een onmerkbaar in elkaar overgaan der golflengten; de oneindig vele spleetbeelden liggen oneindig dicht naast elkaar; de lichtbron zendt alle golflengten gelijkelijk uit. Welke daarvan voor ons op de eene of andere wijze zichtbaar worden, hangt van verschillende omstandigheden af. De gevoeligheid van het menschelijke oog is het grootst voor geel licht en vermindert vandaar naar beide zijden gelijkelijk, om ten slotte ongevoelig te worden voor golflengten grooter dan 75oo°AE en kleiner dan 40oo°AE. De gevoeligheid der fotografische platen is in normale omstandigheden het grootst voor blauw of indigo licht, maar vermindert van daar niet gelijkelijk naar beide zijden; naar de zijde der grootere golflengten neemt de gevoeligheid zeer snel, naar die der kleinere golflengten zeer langzaam af. Het spectrum dat in deze normale omstandigheden gefotografeerd kan worden, strekt zich ongeveer uit van 1 4700 tot A 2200, ongeveer omdat de belichtingstijd hierbij een groote rol speelt. Door bijzondere technische middelen (het z.g. „s e n s i b i 1 i s e e r e n") kan aan de fotografische plaat een 2de gevoeligheidsmaximum worden toegevoegd, terwijl de natuurkundige SPECTRUM DER HEMELLICHTEN 143 bovendien methoden en instrumenten bezit om de zeer groote en zeer kleine golflengten te kunnen onderzoeken, het z.g. ,,ultra-rood" tot X 150000, het z.g. .ultraviolet" tot X 1200. Een continu spectrum wordt uitgezonden door alle vaste en vloeibare lichamen bij hooge temperatuur en door alle gassen onder hoogen druk; het kan ons omtrent de scheikundige samenstelling van een stof niets leeren, wel echter omtrent haar temperatuur; hoe hooger deze is, des te meer wordt het violette deel van het spectrum zichtbaar. b. een lynenspectrum. Het vertoont dan (Fig. 46) op grootere en kleinere afstanden van elkaar gelegen heldere lijnen, welke elk voor zich of alle tezamen eigen zijn aan een bepaalde stof, zoodat haar optreden in een te. onderzoeken spectrum meestal dadelijk kan doen besluiten tot de aanwezigheid van die stof in de lichtbron, die het onbekende spectrum heeft uitgezonden. Het is sedert de ontdekking der metalen caesium en rubidium, door Bunsen en Kirchhoff in 1860, het klassieke middel om een nieuw element te vinden. Op velerlei manieren kan men het lijnenspectrum eener enkelvoudige stof ontwerpen, zoo door een kleine hoeveelheid in een vlam te houden als door het terwille van een hooge temperatuur te hulp roepen van de electrische booglamp (boogspectrum) of electrische ontladingen tusschen van de te onderzoeken stof vervaardigde polen (v o n k s p e ct r u m). Ten slotte ook door gassen in zeer ijlen toestand lichtend te maken door electrische ontlading in een z.g. „Geisslersche buis;" deze methode stelt den onderzoeker in staat om met dezelfde zeer geringe hoeveelheid eener stof telkens opnieuw een spectrum te ontwerpen. c. een bandenspectrum. Het vertoont dan wazige „strepen"; somtijds treedt daarbij een merkwaardige structuur op, een opeenvolging van strepen, die alle naar de eene zijde scherp begrensd zijn, naar de andere zijde 144 DE BESTUDEERING VAN HET uitvloeien. Bij groote dispersie blijken deze dikwijls te bestaan uit groepen van lijnen, zoo dicht aaneengesloten, dat ze niet of nauwelijks meer afzonderlijk te onderkennen zijn. Vele koolstof-verbindingen bijv. geven dergelijke bandenspectra, terwijl ze onder zeer bepaalde omstandigheden van temperatuur en druk ook uitgezonden kunnen worden door enkelvoudige stoffen, bijv. kwik en stikstof. Al de hier genoemde soorten van spectra zullen wij in de hemellichten terugvinden; onnoodig te zeggen, dat de grondslag der herkenning van bepaalde stoffen in onbekende spectra gevormd wordt door de nauwkeurige meting der golflengten, zoodat de bovenbehandelde spectraal-apparaten aan hooge eischen moeten kunnen voldoen. Wanneer wit licht, dat zooals wij zagen een continu spectrum geeft, op zijn weg naar het spectraal-apparaat een gasmassa van lage temperatuur ontmoet, zal de continuiteit van het te voorschijn geroepen spectrum verbroken worden. Het gas absorbeert n.1. alle golflengten, die in zijn eigen lijnenspectrum voorkomen. Ter plaatse waar in dit spectrum de heldere emissielijnen zouden optreden, treden nu (Fig. 46) donkere z.g. „absorptielijnen" op en het continue spectrum, doortrokken met deze donkere lijnen, heet absorptiespectrum. De zon en vele sterren zenden zulk een spectrum uit, waaruit men het besluit trekt, dat hun kern omgeven is door een gasvormigen dampkring van lagere temperatuur. De absorptielijnen in het zonnespectrum (Fig. 47) heeten naar hem, die ze het eerst in 1814 ten getale van 576 beschreven heeft: de ,,Fraunhofersche" lijnen. De absorptielijnen (Fig. 46) hebben in het spectrum onder normale omstandigheden volkomen dezelfde plaats, breedte en uiterlijk aanzien als hunne tegenvoe^ ters in het lynenspectrum en het is voor de uitmeting eener onbekende lijn volmaakt onvérschillig, of men dit FIG. 46 (a) EMISSIE (LIJNEN) SPECTRUM. (6) ABSORPTIESPECTRUM FIG. 47. ABSORPTIE-SPECTRUM DER ZON Links: rood: rechts: violet C F en h zijn waterstoflijnen; D is de dubbele natrium-lijn; de lijnen G en g en de beide breede lijnen geheel rechts zijn calcium-lijnen; a is een tellurische (waterdamp)-lijn 146 DE BESTUDEERING VAN HET doet in een emissie- dan wel in een absorptiespectrum. Verandering echter van temperatuur en druk heeft grooten invloed op alle lijnen en in het algemeen op het geheele uiterlijk van een spectrum, dat daardoor soms zeer grillige veranderingen kan ondergaan. In normale gevallen echter wordt door verhooging der temperatuur de intensiteit en door vermeerdering van den druk de breedte der lijnen vergroot, terwijl in een absorptiespectrum de intensiteit der lijnen afhankelijk is van de diepte der absorbeerende laag. Wij zagen reeds, dat onder zeer grooten druk een lichtend gas een continuspectrum kan gaan uitzenden. Uit al het bovenstaande blijkt voldoende, van welk groot nut de bestudeering en de interpretatie van spectra voor de sterrenkunde is. De aanwezigheid van bepaalde lijnen en banden doet ,,im groszen und ganzen" besluiten tot de aanwezigheid van bepaalde stoffen in de verschillende hemellichten. Zoo zijn waterstof, ijzer, natrium, calcium e.a. altijd ontwijfelbaar te onderkennen; in de fijnere details van het onderzoek is echter de zekerheid der resultaten vaak minder groot en hier moet de fysicus in zijn laboratorium door een uitgebreid onderzoek naar het gedrag der spectra en spectraallijnen onder de meest verschillende omstandigheden de grondslagen leveren, waarop de astronoom later het gebouw zijner gevolgtrekkingen zal moeten voltooien. Vooral tegenover het probleem der zon is men in deze richting krachtig werkzaam. Behalve het onderzoek naar de in de hemellichten aanwezige stoffen, levert de bestudeering der spectra, zooals wij zagen, gegevens om een schatting omtrent de temperatuur te maken. Met bepaaldelijk daarvoor ingerichte instrumenten, z.g. „spectraalfotometcrs" kan men bijv. van een sterrespectrum de intensiteit der verschillende deelen vergelijken met die van het spectrum eener op constante temperatuur gehouden lichtbron en SPECTRUM DER HEMELLICHTEN 147 dan in een grafisch beeld aangeven hoe de intensiteit van het spectrum verandert met de golflengte. Zulk een grafisch beeld heet een „i n t e n s i t e i t s k r o m m e." Doet men ditzelfde voor het spectrum eener andere ster, dan heeft die ster hoogere temperatuur, waarvoor het maximum harer intensiteitskromme meer naar de violette zijde van het spectrum gelegen is. De spectra der hemellichten hebben echter voor den sterrenkundige ontegenzeggelijk de allergrootste waarde, in zooverre zij de mogelijkheid openen om uit de meting van geringe verplaatsingen der (emissie- of absorptie-) lijnen ten opzichte van haar normale plaats de snelheid af te leiden, waarmede de lichtbron, die het spectrum uitzendt, zich beweegt langs de lijn, die haar met den waarnemer verbindt, of met een technische uitdrukking: om de „radiale" snelheid, de snelheid ,,in de gezichtslijn", te meten. Naar het beginsel van Doppler-Fizeau verplaatst zich het spleetbeeld van een lichtbron naar violet, wanneer de lichtbron en de waarnemer elkander naderen, en naar rood, wanneer zij zich van elkander verwijderen. Wanneer het in Fig. 47 weergegeven spectrum geldt voor een waarnemer en een lichtbron, die zich beide in rust bevinden, dan kan men het effect van eene onderlinge nadering of verwijdering teweeg brengen, door de onder het spectrum geplaatste schaal een klein bedrag naar links of naar rechts te verschuiven. Daar deze verschuiving alleen afhangt van de snelheden van 10 het licht, 20 den waarnemer en 30 de lichtbron, en de beide eerste bekend geacht mogen worden, zoo volgt uit de uitmeting der genoemde lijnverschuiving onmiddellijk de snelheid der lichtbron in de gezichtslijn, een grootheid die zich niet tegen de sfeer projecteert en die dus zonder dit hulpmiddel, dat het eerst in 1868 door den Engelschen astronoom Huggins visiueel op Sirius is toegepast, onmogelijk te begrooten zou zijn, een hulpmiddel intusschen dat eerst na het invoeren van fotografische metho- 148 DE BESTUDEERING VAN HET den tot zijn volle waarde is gekomen. Overtalrijk zijn de practische resultaten met deze methode bereikt en groot het aantal ontdekkingen, waartoe zij geleid heeft. Snelheden van sterren, bewegingen in den zonne damp kring, FIG. 48. STERRESPECTROGRAAF (Uit: The Astrophysical Journal XI) SPECTRUM DER HEMELLICHTEN 149 de beweging van de zon in het Heelal, haar omwentelingsduur en die van enkele planeten, de bouw van den ring van Saturnus, het bestaan van dubbelsterren, waarvan de componenten nooit zichtbaar zijn, het karakter van een bepaalde groep van veranderlijke sterren, ja zelfs het al of niet aanwezig zijn van waterdamp in de atmosfeer van Mars en Venus, — op al deze vraagstukken is een antwoord ingekomen op den grondslag van het beginsel van Doppler-Fizeau. Het bedrag van de hier besproken lijn verschuiving ten gevolge van radiale snelheden moet men zich intusschen als zéér gering voorstellen; zelfs de weinig voorkomende snelheid van 100 KM. per seconde heeft een lijnverschuiving ten gevolge, die als men de krachtigste hulpmiddelen aanwendt niet grooter is dan 0.1 mm! Met het verscherpen der methoden is natuurlijk de verbetering der instrumenten en meettoestellen hand aan hand gegaan, waarbij voornamelijk getracht moest worden de stabiliteit en de uitbreiding van het spectrum (de ,,d i s p e r s i e") te vergrooten. Bij sterren doet zich echter het ongerief voor, dat een vergrooting der dispersie een vermindering van de intensiteit der tóch reeds lichtzwakke spectra tengevolge heeft. Als voorbeeld van een model sterrespectrograaf geven wij in Fig. 48 die van het Astrophysisch Observatorium te Potsdam. De wijdte van de spleet is terwille van de zuiverheid van het spectrum niet grooter dan 0.01 mm. en bijzondere voorzorgen zijn getroffen om het beeld eener ster steeds op die smalle spleet te houden, De 70 cm. lange camera is rechts onder aan haar conische gedaante en lichte kleur te herkennen; de halfcirkelvormige kast bevat drie prisma's en het geheele spectraalapparaat wordt tijdens het gebruik (de belichtingen duren soms vele uren) door een electrische inrichting met een nauwkeurigheid van o°.i op constante temperatuur gehouden. IX. HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN De fotografie is zonder eenigen twijfel de laatste 25 jaar het machtigste hulpmiddel van sterrenkundig onderzoek, een hulpmiddel dat slechts in enkele bijzondere gevallen voor de visueele waarneming in belangrijkheid onderdoet. Zoo is de oppervlakte eener groote planeet vooralsnog beter te bestudeeren aan een visueelen kijker dan op een fotografisch beeld, en naar de meening van enkele selenografen1) geldt, ondanks de schitterende fotografische opnamen, hetzelfde voor de oppervlakte der maan. Zoo laat ook de fotografie ons grootendeels in den steek bij alle waarnemingen in de schemering of bij helder maanlicht, zij is ondoelmatig bij eenigszins uitgebreide waarneming van veranderlijke sterren en onbruikbaar bij absolute plaatsbepalingen. De meridiaancirkel, het standaardinstrument der sterrenkunde, is tot dusverre niet door een fotografischen kijker verdrongen. Hiertegenover staan vele belangrijke voordeden. Doordat de indruk op een fotografische plaat niet, zooals die op ons netvlies, alleen van de intensiteit der lichtbron afhangt, maar ook van den duur harer werking, verkrijgt de fotografische methode een macht die nauwelijks grenzen kent. Langere belichtingstijden brengen voorwerpen in beeld, welker licht öf zoo zwak öf van zoo bijzonderen aard is, dat het menschelijke oog ze nimmer zou kunnen aanschouwen, althans niet had kunnen ontdekken. Zoo zijn alle eenigszins zwakke planetoïden en tal van nevelvlekken fotografisch ontdekt, en hetzelfde geldt voor de zeer lichtzwakke wachters van Jupiter en Saturnus. Zoo zijn er hemellichten, die zoo sterk „actinisch" zijn, d.w.z. die zoo uitsluitend l) Maanbeschry vers; oehjvr) — maan. HETFOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN 151 fotografisch werkzame stralen uitzenden, dat hun beeld in verbluffende helderheid op de fotografische plaat verschijnt, maar nooit of nauwelijks langs directen weg op ons netvlies; dit is o.a. het geval met een ster die in het midden van den ringnevel van de Lier {bldz. 447) geplaatst is, met den merkwaardigen „Amerika-nevel" en nagenoeg alle spiraalnevels. Maar niet alleen legt de fotografische methode astronomische verschijnselen vast, die zonder haar aan ons onderzoek zouden ontsnappen, zij teekent ze als regel tevens aan met een fijnheid die voor het menschelijke oog onbereikbaar is, omdat het öf te snel vermoeid is, öf het verschijnsel zoo langzaam in zich opneemt, dat de storende invloed eener onrustige lucht inmiddels de overhand krijgt. Zij legt ze ook vast zonder eenig vooroordeel en heeft daardoor op de enkele, bovengenoemde uitzonderingen na, het „teekenen" verdrongen, een waarnemingsmethode, die behept is met tal van fouten, welke haar oorsprong hebben in het oog van den waarnemer, in zijn teekentalent en meerdere of mindere artistieke neigingen. De hemelfotografie heeft zich verder meester gemaakt van het geheele gebied der zonneverschijnselen, en van dat der spectra en heeft de groote verdienste haar indrukken niet door den tijd te doen verzwakken. Ook mogen niet vergeten worden de snelheid en het gemak, waarmede zij werkt. Welk menschelijk oog krijgt in den tijd van 1 seconde een behoorlijken, onuitwischbaren indruk van de geheele oppervlakte der maan ? Eri welke visueele waarnemer herkent tusschen het gewemel der zwakkere sterren in het veld van zijn kijker binnen twee uur tijds een drietal nog niet bekende leden van ons zonnestelsel? Hencke heeft, toen er vier kleine planeten ontdekt waren, en het vermoeden geopperd werd, dat er in de ruimte tusschen de banen va.n Mars en Jupiter nog meer kleine planeten zwerven, vijftien jaren lang (1830—1845) visueel gezocht naar 151 152 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN een sterretje, dat zich door een betrekkelijk snelle beweging tusschen de andere sterren als planetoïde zou ontpoppen, en tegenwoordig ontdekt men er gemiddeld 55 per jaar langs fotografischen weg. De hemelfotografie brengt groote hemelgebieden gezamenlijk in beeld, levert daardoor nauwkeurige metingen „en masse" in korten tijd, zoo bijv. 200 sterrespectra op ééne plaat, en 4000 plaatsbepalingen van sterren in ééne week, een aantal, dat van de visueele methode enkele jaren van ingespannen arbeid zou vorderen. Wanneer wij ten slotte nog in herinnering brengen, dat vele fouten van optische en mechanische hulpmiddelen zooals lenzen, prisma's, spiegels en drijfwerken van kijkers, benevens vele „persoonlijke fouten van den waarnemer door fotografische methoden ontdekt en bestudeerd zijn geworden, dan is in korte trekken een beeld gegeven van de beteekenis der fotografie op het gebied der sterrenkunde. Wij zullen thans vluchtig enkele methoden en instrumenten behandelen, om de toepassingen op het fotografeeren van bepaalde hemellichten tot de 2de afdeeling uit te stellen. Een fotografisch objectief moet eenigszins anders gebouwd zijn dan een visueel, omdat het laatste de gele, het eerste de violette stralen zoo goed mogelijk in één punt vereenigen moet; dit bereikt men bijna altijd door de lenzen anders te construeeren en ze tot een afzonderlijk z.g. „fotografisch" objectief samen te voegen, eii men kan dan ook als regel zeggen, dat een fotografische kijker een onbruikbaar visueel-, en een visueele kijker een onbruikbaar fotografisch beeld geeft. Men kan dit euvel o.a. op de drie volgende manieren verhelpen. De eerste bestaat hierin, dat men bij den visueelen kijker een losse „correctielens" heeft en deze vóór het objectief plaatst zoodra men van de visueele waarneming op de fotografische overgaat. Volgens de tweede methode maakt men de buitenste lens van bijzonderen 152 HET FOTOGRAFEEREN "DER HEMELLICHTEN 153 vorm en bewegelijk; in den eenen stand vormt zij dan met de binnenste lens een visueel objectief, keert men ze echter om en verschuift ze een weinig in de richting der kijkeras, dan vormt ze met de binnenste lens een fotografisch objectief. De derde methode eindelijk, bestaat in het maken van een drielenzig objectief, dat alle stralen nagenoeg in hetzelfde brandpunt vereenigt. Dit is echter tot dusverre slechts voor kleine objectieven gelukt, de groote spectrograaf der Nederlandsche Eclipscommissie is uitgerust met een dergelijke ,,foto-visueele" lens van 16 cm. middellijn. Nagenoeg algemeen echter werkt men niet met deze correctiemiddelen en doet geen fotografische waarnemingen met visueele kijkers. De fotografische kijkers kunnen in twee groote groepen verdeeld worden n.1. a. die, welke gegevens moeten leveren voor nauwkeurige plaatsbepalingen van sterren en b. die, welke slechts afbeeldingen moeten geven van hemellichten (kometen, nevels) of hemelverschijnselen (melkweg, meteoren, zodiakaallicht). Een derde groep, die wij onder c. zullen behandelen, kan, mits met de uiterste zorg samengesteld, zoowel het werk van groep a. als van groep b. op zich nemen. a. Een fotografische refractor voor metingen (uitmeten van onderlinge afstanden op de fotografische plaat als grondslag voor het berekenen van hunne bewegingen en hunne afstanden tot de zon, enz.) moet een onwrikbaar vaste opstelling, een betrekkelijk grooten brandpuntsafstand en een uitstekend geregeld drijfwerk bezitten. Een groote brandpuntsafstand is noodig om te maken, dat een kleine boogafstand aan de sfeer door een eenigszins behoorlijken lengte-afstand op de plaat wordt voorgesteld. In Fig. 49 stelt L het objectief, V het brandvlak van den kijker voor. M B is dus de brandpuntsafstand ƒ. Wanneer twee sterren Si en S2 dicht bij elkaar aan den hemel staan, bijv. op een af- 154 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN stand van i', dan komen hunne beelden in Bi en B2 dicht bijeen op de fotografische plaat te liggen. Nu is hoek Bi M B2 = 1' en de lengte-afstand Bi B2 is dus uit dezen hoek en f gemakkelijk te berekenen. Hoe grooter f, des te grooter Bi B2. Om later te bespreken redenen echter wil men een bepaalde waarde behouden voor —7- d.i. voor de verhouding van de middellijn van het objectief tot den brandpuntsafstand, en daar d niet onbegrensd te vergrooten is, kan men dit dus f ook niet. FIG. 49 Bij fotografische meetrefractors wordt veelal / = 1 o d genomen; bij visueele kijkers is deze factor meestal grooter, n.1. 15 tot 20 *). De kijker moet een uitmuntend geregeld drijfwerk bezitten, dat hem bij lange belichtingen zoo nauwkeu-, rig mogelijk de schijnbare hemeldraaiing kan laten volgen, waardoor de lichtindruk van een ster desnoods uren achtereen zuiver op hetzelfde punt van de fotografische plaat gevestigd blijft. De beelden worden dan (met inachtneming van de later te noemen vporzorgen) kleine cirkelvormige schijfjes waarvan de plaats der middelpunten zeer nauwkeurig kan worden gemeten. Hoe goed echter het drijfwerk ook geregeld is, toch kan men lange belichtingen niet automatisch doen plaats hebben. Het drijf- 1) De Lcidschc en Utrechtsche refractors hebben gelijke d, maar verschillende f; voor den eersten is f = 15 d, voor den tweeden f = 12.30". 154 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN 155 werk compenseert n.1. een regelmatige hemeldraaiing en houdt geen rekening met de onregelmatigheden der refractie en de fouten van de opstelling; men is daarom genoodzaakt dit zelf te doen en te zorgen, dat het licht eener ster dezelfde plek der plaat blijft treffen, ook al ontrukt de ster zich na enkele uren tengevolge der refractie zeer merkbaar aan de regelmatige hemeldraaiing. Naar het voorbeeld van Henry te Parijs bouwt men terwille van dit z.g. „volgen," .een fotografischen kijker als „d u b b e 1 re f r a c t o r," d.w.z. men vereenigt een fotografischen kijker en een ongeveer even grooten visueelen kijker zoo stevig mogelijk in één vatting (Fig. 39 en 50) en zóó dat de assen der kijkers zuiver evenwijdig loopen. Men voorkomt door deze koppeling, dat de beide kijkers ongelijk doorbuigen, waardoor een correctie aan den volgkijker een ander effect heeft op den fotografischen kijker. Vroeger „volgde" men veelal aan een naast den grooten kijker bevestigden kleinen kijker, een z.g. „zoeker," zooals ook visueele refractors hebben, een kijker met groot veld en zwakke vergrooting; deze heeft echter een andere doorbuiging en geeft door zijn veel kleinere ƒ een onvoldoende lineaire verplaatsing in het brandvlak, waaronder de resultaten noodzakelijk moesten lijden. Het „volgen moet aan groote kijkers met veel zorg geschieden; men stelt in den volgkijker de ster, die ongeveer op het midden der plaat moet worden afgebeeld, op het kruispunt van twee in het brandvlak gespannen draden en neemt de knoppen der stangen in handen, waarmede men door middel van fijne raderen aan de beweging van den kijker kleine correcties in uurhoek en declinatie kan geven. Bemerkt men een verplaatsing van de ster ten opzichte van het dradenkruis, dan wordt met deze correctieschroeven de kijker zooveel bewogen, dat de ster weder zuiver op het kruispunt staat. Het vereischt daarbij eenige oefening om snel te kunnen beoordeelen, aan welken invloed dé verplaatsing der ster FIG. 50. FOTOGRAFISCHE KIJKER MET KORTEN BRANDPUNTSAFSTAND (Uit: G. E. Hale. The study of stellar evolution) HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN 157 te wijten is; is ze een gevolg van de onrustigheid der lucht, dan behoeft er natuurlijk geen correctie te worden aangebracht. Een paar getallen mogen tenslotte de vereischte nauwkeurigheid bij deze fotografische opnamen kenschetsen. Een fotografische refractor van d = 34 cm. en f = 340 cm. levert een opname, waarop 1' aan de sfeer door 1 mm. wordt afgebeeldx), en waarop de zwakste sterren, die moeten worden uitgemete_n, een schijfje vertoonen van ongeveer 3" middellijn, dat, wil het voor zeer nauwkeurige meting geschikt blijven, geen grootere vervorming mag ondergaan dan 1". Daar 1' = 1 mm. is, beteekent deze eisch, dat het beeld der ster op de plaat geen eenigszins blijvende verplaatsing mag ondergaan grooter dan 1/bo mm. d.i. 0.017 mm.! b. De fotografische meet-refractor kan slechts een zeer klein deel van den hemel gelijktijdig in beeld brengen; het „veld" is klein en het deel daarvan, waarin de metingen groote nauwkeurigheid hebben, is nog kleiner. Bovendien is de lichtsterkte wel groot voor sterren en planeten, maar niet voor lichtzwakke oppervlakken van grootere uitgebreidheid zooals nevelvlekken, kometen staarten e. d. De verklaring hiervan is (als men alleen geometrische beschouwingen laat gelden) de volgende: voor sterren is de lichtsterkte alleen evenredig met de grootte van het objectief, d.i. met d2- Een kijker met d = 1 o is viermaal lichtsterker dan een kijker met cf = 5, hetgeen beteekent, dat men dezelfde sterren er mede kan fotografeeren in viermaal korter tijd.*) Voor oppervlakken speelt, behalve d, ook f een rol. Tweemaal grootere f beteekent immers een viermaal grootere afbeelding op de plaat, d.w.z. viermaal minder licht per eenheid van oppervlakte; de lichtsterkte is dus niet 1) Men kan dit uit Fig. 49 gemakkelijk berekenen: x = 3400 tg 1'= z mm. 2) Met een kijker als de boven beschouwde, verkrijgt men met een belichtingstijd van ongeveer 0.5 sec. alle sterren, die voor het bloote oog zichtbaar zijn. 158 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN alleen evenredig met d2, maar tevens omgekeerd evenredig met f2. Wanneer men dus twee kijkers met objectieven van 15 cm. heeft, den eenen met een brandpuntsafstand van 225 cm., den anderen met een van 90 cm., dan is voor zoover het het afbeelden van sterren betreft, de lichtsterkte van beide theoretisch (practische resultaten zijn eenigszins afwijkend) dezelfde, maar voor het afbeelden van oppervlakken is de korte kijker met —r = x/e ruim zes (225/3e) maal zoo lichtsterk als de lange kijker met ~r = 1jis, en de belichtingstijden kunnen dus naar evenredigheid korter worden genomen. Zoo heeft, om een greep uit tallooze voorbeelden te doen, Wolf te Heidelberg de nevels, waarin de Pleiadensterren gehuld zijn, met een korten kijker van 6 cm. objectief in den tijd van 1 uur even duidelijk op de fotografische plaat kunnen afbeelden als Henry te Parijs het gedaan had met een langen kijker van 34 cm. objectief na ettelijke uren belichting. Dit is een niet te onderschatten voordeel; de objectieven kunnen kleiner genomen worden, de kijkers worden vele malen goedkooper en handelbaarder en vereischen geen grooten, kostbaren koepelbouw. Met een korten brandpuntsafstand echter is met de gebruikelijke twee-lenzige objectieven geen groot gezichtsveld te verkrijgen; men construeert daartoe drie- of vierlenzige objectieven, die velden geven tot 200 vierkante graden toe, terwijl voor den fotografischen refractor een veld van 4 vierkante graden uitzondering is. Zoo ontstaan de kleine, eenigszins wanstaltige, fotografische kijkers van den tegenwoordigen tijd, waarvan Fig. 50 een kenschetsend voorbeeld is; de verhouding -rs- wordt daarbij soms = */j genomen. Aan het plaatsen van de fotografische plaat in het HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN 159 brandvlak van den kijker, moet het zoeken van dat vlak, het z..g ,,s c h e r p s t e 11 e n" (focusseeren) voorafgaan. Dit geschiedt proefondervindelijk; men brengt het drijfwerk van den kijker niet in werking, waardoor de sterren streepjes trekken op de plaat en belicht verscheidene malen achtereen met verschillende standen van de camera-buis. Ruwweg heeft men zich reeds visueel met behulp van een blauw glas overtuigd, hoe de stelling der plaat ongeveer zijn moet; men wisselt de zoo verkregen stelling telkens bijv. met 2 mm., beoordeelt de scherpte der getrokken sterresporen, en ontleent daaraan een verbeterde scherpstelling; deze wisselt men wederom, thans telkens bijv. met 0.2 mm. en verkrijgt zóó de focusseering voldoende nauwkeurig. c. Een derde soort van fotografische kijkers zijn de reeds op bldz. 130 genoemde spiegeltelescopen. Deze hebben, zooals daar gezegd is, het voordeel van volkomen achromasie (zij vereenigen de verschillende golflengten zuiver in één punt) en groote lichtsterkte (-7- = 1ls tot i/s) waardoor zij zich ook voor de afbeelding van lichtzwakke oppervlakken leenen, maar zij hebben een klein veld. Wij zagen op bid. 131 hoe de moeilijkheden der opstelling jaren lang belemmerend gewerkt hebben op de krachtige ontwikkeling van deze instrumenten; daarom mogen aan het slot van dit hoofdstuk enkele bijzonderheden vermeld worden aangaande den bouw van den grooten spiegeltelescoóp van het ,,Mount Wilson Observatory." Deze merkwaardige inrichting, waarheen de astronomen van onzen tijd als om strijd een bedevaartgang ondernemen, ligt in het Zuiden van Californië, 45 KM. van de kust, op een hoogte van 1800 M., nabij de steden Los Angeles en Pasadena. Aan de meteorologische eischen is nagenoeg volkomen voldaan; de hellingen van den berg zijn met bosschen begroeid, die een natuurlijke bescherming tegen de zonnewarmte vormen; de nevels uit zee en de lagere wolken 16o HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN blijven als regel onder het niveau der sterrenwacht en de lucht is er behalve zeer doorzichtig, ook langen tijd achtereen helder met nagenoeg onveranderlijken barometerstand en weinig wind. Deze voordeden zijn in getallen uitgedrukt nog sprekender: in den zomer van 1907 was het 112 dagen achtereen helder en in 3".8 verkreeg men er eene fotografische opname der Pleiaden, in détails gelijk aan die, voor welke men aan de zooveel lager gelegen Yerkes-sterrenwacht mef hetzelfde instrument een belichtingstijd van 9". 8 noodig had. Het was in de aan het Mount Wilson Observatorium verbonden „optical shop", dat Ritchey in 1905 de eerste hand legde aan den grooten spiegel van 1.52 Meter (60 inches) middellijn, die in 1907 voltooid werd en waarvan Fig. 51 een afbeelding geeft in nog vlakken toestand. Hij is vervaardigd van 20 cm. dik spiegelglas uit de werkplaatsen van St. Gobain (Noord-Frankrijk); dit glas moet een zeer regelmatige structuur hebben en zorgvuldig gehard kunnen worden. Voor- en achterzijde worden gepolijst en daarna wordt de voorzijde verzilverd. Het moeilijkste werk is echter het uithollen naar het beloop eener, om hare as gewentelde, parabool, den eenigen vorm, waarbij al het opgevangen licht na terugkaatsing werkelijk in één punt vereenigd wordt. Daartoe is de voorzijde eerst geslepen naar het beloop van een bol met een straal van 17 meter, waarbij alle mogelijke voorzorgen genomen zijn om het krassen van het glas door stofdeeltjes a. a. tegen te gaan. Het aldus verkregen bolvormige beloop wordt kringsgewijze „gecorrigeerd" tot een parabolisch beloop. Men kan zich van den aard van dit werk een denkbeeld vormen, als men weet, dat het grootste bedrag van deze correctie 0.05 mm„ en dat ze voor alle kringen verschillend is. Ettelijke maanden waren met deze bewerking gemoeid en de spiegel werd eerst afgeleverd, toen er nergens eene afwijking van den juisten vorm te constateeren viel grooter dan 0.00005 rnm.! HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN 161 Toen deze spiegel in December 1908 werd opgesteld in een expres daartoe ontworpen, zeer solide stalen Fin. 51. SPIEGEL VOOR DEN 60 INCH REFLECTOR VAN HET MOUNT WILSON OBSERVATORIUM (Uitg. G. E. Hale, The study of stellar evolution) kijkergeraamte, waarin hij niet verbuigen, verschuiven of hellen kan en dat zoo zuiver mogelijk bewogen kan worden door een drijfwerk, welks beweging door middel van een zorgvuldig bewerkt wormrad (1080 tan- Sterrenkunde I 2 161 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN den) van 3 meter middellijn wordt overgebracht, bleek hij geen onveranderlijk scherpe beelden te geven, indien de temperatuur der naaste omgeving eene dagelijksche schommeling van meer dan 1° Fahr. vertoonde. Daar in Juni 1909 de kijker aan dagelijksche temperatuurwisselingen van 200 Fahr. blootstond, welke o.a. door haar invloed op de stalen buizen den brandpuntsafstand met een bedrag van 1 mm. deden wisselen, kon derhalve aan fijner werk met dezen nieuwen kijker niet gedacht worden, voordat men er in geslaagd zou zijn hem in een omgeving van nagenoeg standvastige temperatuur te houden. Een tegen de zonnewarmte beschuttend scherm van dik zeildoek bracht in de volgende maand de temperatuurswisselingen en daarmede de veranderingen van den brandpuntsafstand tot de helft van hun bedrag terug. Verschillende proeven, voornamelijk bestaande in het omgeven van het spiegelgedeelte van den kijker met een mantel, waarin water circuleerde dat gehouden werd op de te verwachten avond-temperatuur der lucht, mislukten, doordat de omstandigheid, dat deze mantel niet den geheelen spiegel symmetrisch kon omsluiten, groot gevaar voor zijn vervorming door temperatuurs-ongelijkheid medebracht. Daarom wordt nu, na afloop van het nachtelijke werk, de geheele kijker gepakt in een verplaatsbare rechthoekige kamer met geisoleerde wanden. De vloer van deze kamer bestaat uit 5 cm. dikke matten welke den kijkervoet nauw omsluiten, en de wanden zijn lappen zeildoek, waartusschen vier lagen wol gestikt zijn. Dank zij deze eenvoudige, zeer doelmatige verpakking wisselde in Augustus en September de dagelijksche temperatuur niet meer dan 40 Fahr. en de brandpuntsafstand niet meer dan 0.2 mm., hetgeen weliswaar voor lange belichtingen nog te veel is, maar waarvan de nadeelige invloed door af en toe opnieuw scherp te stellen ontgaan kan worden. Het door den grooten spiegel teruggekaatste licht wordt door een kleinen vlakken spiegel opgevangen, die 162 FIG. 52. PLAATHOUDER VAN DEN SPIEGELTELESCOOP VAN 60 INCHES VAN HET MOUNT WILSON OBSERVATORIUM (Uit: Contributions from the Mount Wilson Solar Observatoty II) FIG. 53. 60 INCH REFLECTOR VAN HET MOUNT WILSON OBSERVATORIUM l66 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN het zijdelings terugkaatst, zoodat het beeld gevormd wordt aan den zijkant van het stalen geraamte, waar zich de plaathouder bevindt. Deze plaathouder en een deel van den kleinen spiegel zijn in Fig. 52 duidelijk zichtbaar. Zelfs bij- belichtingen van 11 uur zijn de met dezen kijker verkregen beelden der sterren volkomen rond, hetgeen, zooals wij zagen, voor nauwkeurige metingen onontbeerlijk is. Om rekening te houden metl de veranderlijkheid van den brandpuntsafstand is menl gewoon bij urenlange belichtingen in den voor-nacht elke j 25 a 30, in den na-nacht elke 40 a 45 minuten opnieuw ' scherp te stellen, waarvoor natuurlijk de plaat even verwijderd moet worden. Men kan zoodoende een plaat nachten achtereen belichten en geen grootere fout in de scherpstelling maken dan 0.03 tot 0.05 mm. De hier beschreven spiegel van 1.52 M. heeft niet lang het record kunnen houden, want, aangemoedigd door de daarmede verkregen goede uitkomsten, heeft het Canadeesche Gouvernement een spiegeltelescoop van 72 inches (1.83 M.) laten bouwen en is Ritchey aan het werk getogen om een spiegel van 2.54 M. (100 inches) middellijn en 33 cm. dikte te bewerken welke in den zomer van 1917 opgesteld is geworden. Mr. John D. Hooker te Los Angeles heeft, in rechtmatige bewondering voor den schoonen arbeid, op Mount Wilson verricht, meer dan 45.000 dollar voor dezen spiegel, waarin de beelden 10 maal lichtsterker zijn dan in den grooten Yerkes-refractor, beschikbaar gesteld. Hij werd ontworpen voornamelijk met het doel de spectra van zeer zwakke sterren te fotografeeren, bijdragen te verzamelen tot het probleem der sterren-temperaturen en uitgebreide gegevens te verkrijgen omtrent den bouw van (voornamelijk lichtzwakke) nevelvlekken. De opstelling van dezen spiegel en de bouw van den koepel werden bekostigd uit een gift van Mr Andrew Carnegie groot 1 o millioen dollar aan de Carnegie Tnstitntion te Washington. Voor de met dezen kijker 166 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN 167 gemeten hoek-middellijnen van sterren zie bldz. 399. Fig. 53 geeft den spiegeltelescoop van 60 inches, Fig. 54 een model van dien van 100 inches. Men herkent aan den laatsten de op bldz. 125 beschreven Engelsche opstelling en kan zich door den op gelijke schaal gemodelleerden stoel, een denkbeeld vormen van FIG. 54. MODEL VAN DEN 100 INCH SPIEGELTELESCOOP VAN HET MOUNT WILSON OBSERVATORIUM de afmetingen van dezen grootsten van alle reflectoren. Fig. 53a vertoont den koepel waarin hij is opgesteld, zooals hij zich vertoont tegen den schilderachtigen achtergrond der grillige bergketens. Het cilindrische deel van dezen, van gewapend beton en staal opgetrokken, koepel, heeft een middellijn van 30 M. Ook de hoogte is ongeveer 30 M. Om de temperatuur zoo constant mogelijk te houden, heeft men hem dubbele wanden gegeven, met een tusschenruimte van 75 cM. ï.67 i68 HET FOTOGRAFEEREN DER HEMELLICHTEN De fundeering van den kijker is 12X6X10 M, zoodat tusschen deze en den koepelwand een groote ruimte overblijft. Deze is door een ijzeren vloer en wanden begrensd, waardoor er overdag practisch geen lucht van buiten tot den kijker kan doordringen. Voor het draaien en openen van den koepel, het bewegen van den kijker en van het bordes van den waarnemer, het opwinden van het drijfwerk enz. word! van electrische beweegkracht gebruik gemaakt; in het geheel kunnen er in den koepel 35 electromotoren te werk gesteld worden. TWEEDE AFDEELING X. DE ASTRONOMISCHE LENGTEEENHEID | De gemiddelde afstand van de aarde tot de zon is als de meest natuurlijke lengte-eenheid in de sterrenkunde ingevoerd. Ware men in staat om een veel grooteren afstand, bijv. dien eener ster, zoowel direct in kilometers als in zijn verhouding tot den afstand aardezon te meten, dan zou deze laatste, veel kleinere, afstand met groote nauwkeurigheid daaruit volgen en als astronomische lengte-eenheid grootere waarde hebben. Dit is natuurlijk, daar wij als eenig uitgangspunt de afmetingen der aarde bezitten, onbereikbaar en zoo is men genoodzaakt de lengte-eenheid af te leiden uit planetaire afstanden, die betrekkelijk weinig grooter zijn dan haar eigen bedrag. Zij volgt daaruit dan ook met minder groote nauwkeurigheid, hetgeen zich, wanneer men nu omgekeerd van het kleine in het groote werkt, wreken gaat in de nauwkeurigheid, waarmede ons de afstanden der sterren bekend zijn. De interplanetaire methoden zijn te danken aan de 3de wet van Kepler, die zooals wij op bldz. 77 zagen, verband legt tusschen de afstanden en de omloopstijden der planeten. Kent men de omloopstijden, en deze zijn met groote nauwkeurigheid uit waarnemingen te vinden, dan kent men dus ook de verhoudingen der gemiddelde afstanden tot de zon. Daarmede is dan, om een oud beeld te gebruiken, een kaart van het zonnestelsel te ontwerpen, waarin alle afmetingen correct zijn, maar waarvan de schaal onbekend is. De directe meting van één willekeurigen afstand maakt echter die schaal bekend d.w.z. doet eiken anderen afstand kennen. De eenige leden van het zonnestelsel, die zich leenen tot een directe meting van hun afstand, zijn de planeten Venus en Mors, benevens de planetoïden, en 172 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID de verschillende methoden, die daarvoor gebruikt zijn en zullen worden, zullen wij in de volgende regels eenigszins uitvoerig nagaan. # Vooraf ga de opmerking, dat het gebruikelijk is in de sterrenkunde veelal te spreken van het meten van een afstand, dus van een lengte, waar het eigenlijk het meten van een hoek betreft; voor de leden van het zonnestelsel is dit de hoek, waaronder van hun middelpunt uit de aequatorstraal der aarde wordt gezien. Hij heet de „parallaxis" van het hemellicht. Dat men een eigenlijke lengte-meting in de ruimte niet kan verrichten, ligt zóó voor de hand, dat de woorden parallaxis en 'afstand door elkaar gebruikt worden, en men bijv. de directe meting van de parallaxis van Mars ook de directe meting van den afstand van Mars mag noemen, ofschoon deze laatste indirect (immers via den bekenden straal der aarde) uit de eerste wordt afgeleid. De parallaxis der zon is een zeer kleine grootheid, de hoek, waaronder men op een afstand van 350 meter een dubbeltje zou zien, en dezen hoek wenscht men te kennen ongeveer tot op één duizendste van zijn bedrag nauwkeurig! Men vindt dezen hoek aan de sfeer terug in een gering plaatsverschil der zon voor twee bewoners der aarde, die resp. zonsopkomst1) en zonculminatie hebben, maar dit verschil is niet direct te meten, omdat de steeds onrustige randen der zon, vooral als zij dicht bij den horizon staat, volkomen ongeschikt voor metingen zijn. Men is daarom aangewezen op het meten der parallaxis van andere leden van het zonnestelsel, waarbij zich dit euvel niet voordoet, maar ook onder hen is de keuze beperkt, doordat de meeste buitenplaneten zelfs in oppositie, een zeer veel kleinere parallaxis hebben dan de zon, en de nauwkeurigheid der metingen met het bedrag van den te meten hoek kleiner wordt. *) of zonsondergang. 172 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 173 Het maximale bedrag van de parallaxis der planeten is in het volgende overzicht aangegeven. Mercurius 16." Jupiter 2." 2 Venus 33-" Saturnus i> * Mars 23." f/ranus o."5 gemidd.planetoïde ongev:5" Neptunus o."3 Venus en Mars komen dus, daar de parallaxis der zon 8."8 bedraagt, allereerst in aanmerking. Op tweeërlei wijze kan van een hemellicht de verplaatsing aan de sfeer als gevolg der parallaxis (verschilzicht) gemeten worden: i°. door op twee waarnemingsplaatsen, die veel in breedte verschillen, de declinatie der planeet met een meridiaancirkel nauwkeurig te bepalen; 2°. door op één waarnemingsplaats, op tijdstippen die zoover mogelijk uiteen liggen, met een parallactischen kijker den schijnbaren afstand der planeet tot de haar omringende sterren uit te meten. De eerste methode is zoowel op Mars als op Venus toegepast, op Mars reeds in 1680, waarbij het bleek dat de parallaxis der zon zeker kleiner is dan 10", op Venus in 1850, zonder bevredigende uitkomst. De 2de methode, veel nauwkeuriger dan de iste, is in 1877 door Gill op Mars toegepast; terwijl bij de iste methode verschillende instrumenten en verschillende waarnemers moeten samenwerken, wordt bij de 2de al het waarnemingswerk verricht door dezelfde persoon met hetzelfde instrument. De aswenteling der aarde veroorzaakt' nu de parallactische verplaatsing, terwijl dit bij de iste methode door den afstand der waarnemers geschiedt. Gill vond voor de parallaxis der zon 8".78. Op Venus en Mercurius is de 2de methode niet toe te passen, daar de haar omringende sterren niet zichtbaar zijn. Op gezette tijden ziet men ze echter (verg. bldz. 87) in benedenconjunctie geprojecteerd tegen d< schijf der zon en dan levert haar „overgang" hetzij nadat men op twee waarnemingsplaatsen die veel ir 173 I74 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID breedte verschillen de doorloopen koorden gemeten heeft, hetzij nadat men op twee nagenoeg aequatoriale stations, die veel in lengte verschillen, één of meer contacttijden heeft bepaald, gegevens waaruit de parallaxis ' FIG. 55. „BLACK DROP" BIJ DEN VENUSOV^RGANG VAN 1874 der zon kan worden afgeleid. De waarnemingen zijn echter moeilijk en ondervinden bovendien een nadeeligen invloed van den dampkring van Venus en van een buigingsverschijnsel van het licht, dat oorzaak is dat de aanraking der randen van Venus en van de zon niet als die van twee zuivere cirkels kan worden waargenomen; er vormt zich (Fig. 55) even vóór en na de 174 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 175 aanraking een donkere overbrugging, algemeen onder de benaming „black drop" bekend, die ook als men het verschijnsel fotografeert, aanwezig is. De overgangen van Mercurius komen veelvuldig FIG. 56. KNOOPENLIJN DER VENUS-BAAN voor, in de 20ste eeuw bijv. ten getale van 12; de schijf dezer planeet is echter zóó klein en ondergaat bij projectie tegen de heldere zonneschijf door „irradiatie" een zoo groote schijnbare verandering, dat de contacttijden niet anders dan zeer oppervlakkig bepaald kunnen worden, zoodat dit hemellicht voor de bepaling van de astronomische lengte-eenheid geen bijdrage leveren kan. De overgangen van Venus komen zeer zelden voor; wel is van hare baan de helling op de ecliptica veel kleiner dan voor Mercurius, maar zij staat in benedenconjunctie zooveel dichter bij ons, dat de lijn AardeVerjus veel grootere kans heeft de zonneschijf niet te treffen. Om het verschijnsel van een overgang te vertoonen, moet de planeet zich in hare benedenconjunctie tevens bevinden nabij de snijlijn van haar baanvlak met de ecliptica (Zie Fig. 56). Deze lijn heet de knoo- DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID p e n 1 ij n, de punten waar zij de Venusbaan ontmoet, heeten de „knoopen" van die baan. Indien Venus zich in benedenconjunctie in den knoop bevindt, ziet de aarde haar een middellijn over de schijf der zon doorloopen; bevindt zij zich zeer nabij den knoop, dan beschrijft zij schijnbaar een koorde van de zonneschijf. Dit kan zich voor denzelfden knoop na 8 jaar herhalen, omdat in dat tijdsverloop Venus 5 synodische omloopen heeft volbracht, waardoor zij weder in benedenconjunctie is, en 13 siderische omloopen, waardoor zij weder in den knoop staat. 5 X 584 = 2920 dagen = 8 jaar. 13 X 224.7 = 2921 dagen De producten zijn niet precies gelijk, waardoor de plaatsen der zonneschijf, waar de koorde getrokken wordt, verder uiteeri liggen dan de straal der schijf. (Zie Fig. 57). Had dus Venus bij den isten overgang een middellijn beschreven, dan zou de 2de overgang niet plaats hebben; dit is echter, zoolang de Venusovergangen zijn waargenomen, nog niet gebeurd; altijd zijn zij paarsgewijze opgetreden, bijv. in December 1874 en December 1882. De eerstvolgende kans op een herhaling der omstandigheden wordt nu geloopen bij den anderen knoop, maar daar zijn vele jaren mede gemoeid; eerst na gemiddeld 121.5 jaar zijn een geheel aantal, synodische omloopen gelijk aan een geheel aantal halve siderische omloopen. Wij moeten daarbij de omloopstijden iets nauwkeuriger nemen en vinden dan: 76 X 583.923 = 44378.15 dagen = 121.5 jaar. 395 X 112.350 = 44378.25 dagen. Ook bij dezen knoop treden zij dan paarsgewijze met een tusschenruimte van 8 jaar op en weder na 121.5 176 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 177 jaar herhaalt het verschijnsel zich bij den eerstbeschouwden knoop. Nu is echter de baan van Venus geen cirkel, maar een ellips.en haar snelheid krachtens de 2de wet van Kepler veranderlijk; zij legt dus den afstand tusschen de knoopen niet precies in een halven siderischen omloop af. De twee bovengenoemde gemiddelden van 121.5 jaar worden daardoor resp. 8 jaar korter en 8 jaar langer en de volledige lijst der Venusovergangen ziet er als volgt uit: Sterrenkunde 13 i78 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID Bij den eenen knoop Bij den anderen knoop Juni 1518 December 1631 Juni 1526 December 1639 Juni 1761 December 1874 Juni 1769 December 1882 Juni 2004 Wij zien hieruit, dat het eerstkomende paar nog 77 jaar op zich laat wachten, en daar de resultaten der laatst waargenomen Venusovergangen niet aan de verwachtingen hebben beantwoord en slechts geschiedkundige waarde hebben, zullen wij bij deze methode voor de afleiding van de astronomische lengte-eenheid niet langer blijven stilstaan. Voor het meten der parallaxis-verplaatsingen van Mars heeft Gill met succes van den op bldz. 124 beschreven heliometer gebruik gemaakt; de methode heeft echter het nadeel, dat men niet den afstand eener ster tot het middelpunt van Mars kan meten, maar aangewezen is op metingen tot de randen der schijf, om van deze, via de afzonderlijk gemeten middellijn en de belichtingsfase, op het middelpunt over te gaan. Schuilt hierin reeds eenige onzekerheid, de practische waarneming van het in contact brengen van een lichtend punt (de ster) met den rand van eene sterk getinte oppervlakte, brengt nog grootere bezwaren mede. Zoo is Gill er toe gekomen de planeet Mars als waarnemingsobject te vervangen door een of meer der planetoïden; men krijgt dan wel is waar een véél kleinere parallaxis te meten maar, daar de planetoïden geen schijf vertoonen, heeft men uitsluitend met puntvormige lichtbronnen te maken. De methode blijft overigens dezelfde. Gill trok partij van de oppositie der planetoïde Iris in 1888 en de oppositie van Victoria en Sappho in 1889. Verscheidene sterrenwachten namen aan de waarnemingen zelfstandig deel en niet minder dan 21 sterrenwachten zorgden voor de juiste plaatsbepaling DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 179 van de sterren, in welker nabijheid deze planetoïden zich zouden bevinden. De uitkomst werd in 1897 bekend gemaakt: par. = 8".802. Grootere nauwkeurigheid was met de beschikbare middelen niet te bereiken; in den 3 den decimaal bestaat nog een groote onzekerheid en daarmede kleeft de astronomische lengte-eenheid een onzekerheid aan van meer dan 100.000 KM. Eerst wanneer zich bij het voordeel van een puntvormige lichtbron, dat van een kleinen afstand, bijv. even klein als die van Mars, zou voegen, zou de mogelijkheid bestaan het gezochte bedrag met grootere nauwkeurigheid vast te stellen. Werkelijk werd dit voordeel in 1898 bereikt, toen Witt te Berlijn en Charlois te Nice, nagenoeg gelijktijdig fotografisch zoekende naar een sinds 1889 aan de waarneming ontsnapte planetoïde, een bijzonder lang streepje*) op de fotografische plaat ontdekten, dat, zooals de berekening leerde, door een zeer dicht bij de aarde staande planetoïde getrokken moest zijn. De berekening van de elementen der loopbaan gaf een uitkomst, die de verwachtingen ten dezen nog overtrof; een deel van deze loopbaan bleek binnen de Marsbaan te liggen! Fig. 58 geeft de onderlinge ligging der banen van de aarde, van Mars, en van de nieuw ontdekte planetoïde, die .Eros geheeten werd. De waarde van deze ontdekking voor het vraagstuk van de bepaling der astronomische lengte-eenheid moge blijken uit het feit, dat in de gunstigste omstandigheden de afstand van Eros 0.15 eenheden (aardbaanstralen) bedraagt, terwijl hij voor de planetoïden Iris, Victoria en Sappho 0.83 eenheden was. Dat deze planetoïde niet eerder ontdekt is geworden, terwijl ze zelfs, zij het dan ook gedurende zeer korten tijd, voor het bloote oog zichtbaar kan worden, vindt waarschijnlijk zijn oorzaak in de snelle beweging, waardoor ze slechts korten tijd vertoefde in de onmiddellijke nabijheid van de ecliptica, *) Verklaring zie bldz. 90. i8o DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID d.w.z. in de smalle hemelzöne, waar fotografisch naar nieuwe planeetjes gezocht wordt. Hare ontdekking bewees de groote waarde van het z.g. „fotografische museum" der Harvard Sterrenwacht te Cambridge (Mass. \7.o- FIG. 58. ONDERLINGE LIGGING DER LOOPBANEN VAN DE AARDE. MARS EN EROS. P = PERIHELIUM DER EROS-BAAN Bij o" staat verkeerdelijk de letter y inplaats van het teeken V" U. S. A.). Daar wordt sedert jaren elke maand de geheele hemel fotografisch in beeld gebracht, niet met dè bedoeling de platen voor nauwkeurige plaatsbepalingen te gebruiken, maar om ze te bewaren als de bladen van DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 181 een soort hemel-dagboek. De duizenden platen worden zonder grondig onderzoek (hiervoor ontbreken èn tijd èn arbeidskrachten) stelselmatig geordend en opgeborgen. Bij elk onverwacht hemelverschijnsel echter, het opvlammen van een nieuwe ster, de ontdekking van een komeet of van een belangwekkende planetoïde, wordt het hemel-dagboek der Harvard Sterrenwacht doorgebladerd om van dit hemelverschijnsel méér en vooral vroegere gegevens te verkrijgen. Zoo geschiedde het ook na de ontdekking van £ros; na lang zoeken werd het spoor dezer planetoïde teruggevonden op platen van 1894 en 1896 en daardoor was een zeer zuivere baanberekening onmiddellijk mogelijk. De opposities van Eros zijn lang niet alle even gunstig; de gunstigste omstandigheid doet zich voor, wanneer de planeet zich, behalve zoo dicht mogelijk bij de aarde, ook zoo dicht mogelijk bij de zon d.w.z. in haar perihelium bevindt. De gunstigste oppositie (zie Fig. 58) is dus die, waarbij de aarde een lengte heeft gelijk aan die van het perihelium der £rosbaan= 122017'. De aarde verkrijgt deze ongeveer 22 Januari van elk jaar en de gunstigste oppositie heeft dus plaats in die jaren, waarin Eros ongeveer 22 Januari haar perihelium bereikt. De oppositie van 1900 viel op 30 October, maar daar de oppositie van 1894 verloren gegaan was, kon begrijpelijkerwijze die van 1900, al was ze dan ook zooveel minder gunstig, niet ongebruikt blijven. Een te Parijs tijdig bijeengekomen Congres besloot het vraagstuk der parallaxisbepaling van Eros, zoowel visueel als fotografisch, krachtig aan te pakken, waarna 58 sterrenwachten, toegerust met zeer goede bepaaldelijk daarvoor aangewezen instrumenten, aan de onderneming hebben deelgenomen. Zoolang de resultaten van dezen £Vosarbeid niet verwerkt waren, zou voor de astronomische lengte-eenheid 8."8o internationaal worden aangenomen. Zij komt overeen met een afstand van 149.47 millioen KM.; deze verandert met een bedrag van ongeveer l82 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 170.000 K.M. bij een verandering der parallaxis van o."oi. De zoo grootscheeps opgezette waarnemingen van Eros in 1901 hebben niet ten volle geleverd wat men er van verwachtte; de fotografische methoden brengen tal van onverwachte stelselmatige fouten met zich, die voor elke sterrenwacht anders zijn, terwijl bovendien tal van andere fouten, van onbekenden oorsprong, samenwerken om de waarde van een einduitkomst, verkregen uit een zoo grooten coöperatieven arbeid, merkbaar te verkleinen. Bovendien kan men, gedwongen door de gesteldheid der lucht, de waarnemingen niet altijd verrichten zooals de theorie het eischt; ze kunnen bijv. niet symmetrisch zijn t. o. v. den meridiaan, en het is gebleken, dat de daardoor ontstane fouten niet door het verwerken van een zeer groot waarnemingsmateriaal onschadelijk zijn te maken. De eerste voorloopige uitkomst van het werk van 7 sterrenwachten, die 249 platen geleverd hadden, werd door Hinks (Cambridge, Engeland) in 1904 bekend gemaakt. Zij luidde: par; = 8."7966 met een onzekerheid van o."oo47. Men kan zich van dergelijke metingen op fotografische platen en de verlangde nauwkeurigheid een goed denkbeeld vormen, als men verneemt, dat de geheele parallactische verschuiving van Eros zich op de platen afspeelt binnen een cirkeltje van 1 mm. middellijn en dat men ze daarin meten moet met een nauwkeurigheid van 1 op 1000! De tweede voorloopige uitkomst van het werk van ettelijke sterrenwachten, eveneens door Hinks bekend gemaakt, was: par: = 8."8o6 met een onzekerheid van o."oo4. En ten slotte de einduitkomst, par: = 8"807 met een onzekerheid van 0."0027. Met al het ingespannen werk en ondanks alle gedane DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID I83 moeite is men derhalve van den 3dcn decimaal nog volkomen onzeker, maar daartegenover staat, dat de oppositie van 1900 zooveel geleerd heeft, zoowel op het theoretische als op het practische gebied der hemel* fotografie.en de waarnemers daarbij een zoo goede oefenschool hebben kunnen doorloopen, dat noch de bestede tijd, noch de genomen moeite als nutteloos te beschouwen zijn. In 193 1, wanneer het planeetje weder zeer dicht bij de aarde zal staan, zullen de pogingen ongetwijfeld krachtiger en met gebruikmaking der opgedane ondervinding over de geheele wereld worden voortgezet, tenzij intusschen een planetoïde ontdekt mocht worden, die nog beter aan de gestelde eischen voldoet dan £ros. Dit is evenwel niet waarschijnlijk; wel is in het najaar van 1911 de sterrenkundige wereld in beroering gebracht door de ontdekking te Weenen (ditmaal visueel door Palisa) van een planetoïde, die de aarde eveneens zeer dicht (0.19 eenheden) naderen kan, maar deze blijft ook in de gunstigste omstandigheden zeer veel zwakker dan Eros en leent zich daardoor niet zoo goed als deze voor het bedoelde onderzoek. Toch is ook dit een hoogst belangrijk hemellicht. Al hebben wij dus in de planetoïden hemellichten, die als aangewezen zijn om het vraagstuk van de astronomische lengte-eenheid tot een goede oplossing te brengen, ook andere methoden kunnen daartoe een minstens even belangrijke bijdrage leveren. Vooreerst kan men uit de storingen, die de beweging der maan van de zon ondervindt, de verhouding berekenen van de afstanden zon—aarde en maan—aarde, waarna, daar de laatste voldoende nauwkeurig bekend is, de eerste gevonden kan worden. Deze methode heeft het voordeel, dat nu geen hoeken van enkele boogseconden gemeten moeten worden, maar afwijkingen van 2'; zij heeft echter het nadeel, dat de maan een zeer lastig hemellicht voor metingen is. Toch geven verschillende waarnemingsreeksen nauwkeurig dezelfde uitkomst, 184 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID maar deze is, zonder dat daarvan de oorzaak is na te gaan, iets kleiner dan de £ros-uitkomst, n.1. 8."7Q. Een tweede methode bestaat hierin, dat men langs fysischen weg zoo nauwkeurig mogelijk de snelheid van het licht bepaalt en tevens den tijd berekent, dien het zonlicht noodig heeft om de aarde te bereiken. De eerste dezer grootheden, de lichtsnelheid, bedraagt 299860 K.M., de tweede, de z. g. „lichttijd," bedraagt 498.7 seconden, en men heeft deze beide getallen slechts met elkaar te vermenigvuldigen om. den afstand zon— aarde te verkrijgen. Deze waarde komt overeen met een parallaxis van 8."8o; daar evenwel de eerste grootheid nog een onzekerheid van 30 KM. heeft, en de onzekerheid in het bedrag van den lichttijd percentsgewijze nog grooter is dan die in het bedrag der lichtsnelheid, is men voorloopig ook door deze methode niet volkomen zeker van den derden decimaal. Verbeterde waarden voor lichtsnelheid en lichttijd zullen dus dadelijk tot een betere waarde voor de astronomische lengteeenheid voeren. Er zijn nog meer dergelijke theoretische methoden, die wij echter buiten bespreking zullen laten om ten slotte alleen nog te vermelden dat, door Küstner te Bonn in 1904 pogingen zijn aangewend om de zonneparallaxis uit spectrogrammen af te leiden. De gedachtengang bij deze methode is de volgende: de wiskundige uitdrukking voor de gemiddelde snelheid der aarde in hare baan bevat de gevraagde parallaxis; deze snelheid toch wordt gevonden door den omloopstijd te deelen op den omtrek der aardbaan d.i. 2 n maal den gemiddelden afstand zon—aarde. Een onderzoek naar de gemiddelde snelheid leert dus dezen gemiddelden afstand kennen. Küstner heeft getracht dit doel te bereiken uit een nauwkeurige spectrografische bepaling van de snelheid der zeer heldere ster Arcturus, die zich ook om technische redenen daartoe goed leende. Hare radiale .snelheid (bldz. 147) komt echter, daar ze gemeten 184 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID 185 wordt ten opzichte van eene zich bewegende aarde, eerst dan zuiver uit de rekening, indien de gemiddelde snelheid der aarde bekend is. Maar men kan ook de snelheid der ster en die der aarde beide onbekend onderstellen en door uitmeting van een zeer groot aantal spectrogrammen en met bepaalde rekenmethoden beide snelheden gelijktijdig met groote nauwkeurigheid bepalen. Küstner vond op deze wijze voor de gemiddelde snelheid der aarde 29.62 K.M. en hieruit par: = 8."84, een waarde, die stellig te groot is, maar daarbij moet men bedenken, dat het hem uitsluitend te doen was om de methode aan te geven en dat hij slechts over 18 goede spectrogrammen beschikken kon. Aan hare toepassing schijnen echter bezwaren van practischen aard verbonden te zijn; een herhaling van het werk van Küstner is althans uitgebleven. In den zomer van 1924 zijn de aarde en Mars dichter bij elkaar gekomen dan sedert vele jaren het geval was geweest; de planeet stond laag in den Waterman en dus gunstig Voor waarnemers op het Zuidelijke Halfrond. Van deze gunstige oppositie heeft de directeur der Sterrenwacht te Kaapstad gebruik gemaakt om nog eens te probeeren de parallaxis der zon af te leiden uit metingen van die van Mars. Hij maakte een werkprogram op voor den fotografischen refractor en voor den heliometer en nam, naar hij dacht, alle mogelijke voorzorgen tegen invloeden van stelselmatige fouten. Voor de fotografische waarnemingen slaagde men daar ook in, en de nogal groote toevallige fouten (voornamelijk gemaakt bij het volgen) konden door meer dan 200 platen te nemen de gemiddelde uitkomst niet veel schaden. Zij luidde par: 8,"809, met een onzekerheid van o,"oo5. De waarnemingen met den heliometer gaven tot uitkomst 8,"7 5 8,met een onzekerheid van o,"on, een waarde, die stellig te klein is. Bij een nauwgezette discussie der metingen, kwam men een fysiologisch verschijnsel op het spoor (Purkinje effect, zie bldz. 415), dat aan- i86 DE ASTRONOMISCHE LENGTE-EENHEID leiding gaf tot stelselmatige fouten, die de onzekerheid der metingen aanzienlijk overtroffen. De ontdekking van deze foutenbron is natuurlijk van onschatbare waarde voor toekomstige onderzoekingen. Uit al het bovenstaande volgt intusschen, dat het belangrijke vraagstuk van de standaard-lengte van het Heelal nog verre van opgelost is. Het blijft voorloopig een strijd om den 3 den decimaal, om het duizendste deel eener boogseconde en om de zekerheid van de tienduizendtallen in den in kilometers uitgedrukten gemiddelden zonne-afstand. XI. DE ZON Er is geen hemellicht waarvan na de invoering der fotografische methoden de bestudeering zoo ingewikkeld en moeilijk geworden is als de Zon en het is dan ook nagenoeg ondoenlijk in een kort bestek op populaire wijze aan te geven, wat men van de Zon weet en weten wil en hoe men daartoe tracht te komen. Heeft dus dit onderwerp zich feitelijk ontworsteld aan alle boeken, die een populaire hemelbeschrijving beoogen, het heeft zich niet minder onttrokken aan de leiding der gewone sterrenwachten en hare waarnemers. Daar de temperatuur der Zon veel hooger is dan die van elke kunstmatige warmtebron op aarde en de stoffen in de Zon daar dus voorkomen onder omstandigheden, welke men op aarde niet kent, maar welke men in laboratoria kan trachten te benaderen; daar men eveneens kan trachten door toepassing der theoretisch afgeleide natuurkundige en mechanische wetten op de zonneverschijnselen voor deze een bevredigende verklaring te vinden; daar vele van deze verschijnselen van magnetischen, electrischen of radioactieven aard zijn of kunnen blijken te zijn, en alle nieuwere uitkomsten, die op aarde op elk beschouwd gebied gevonden worden, een bijdrage kunnen leveren tot een vermeerderde kennis omtrent de Zon,— zoo kan men zeggen dat de „zonne-f ysica" in de eerste plaats de practische en theoretische natuurkunde, de thermodynamica, de scheikunde en de mechanica en eerst in de tweede plaats de sterrenkunde bevat. Was men vroeger voor hare beoefening gedeeltelijk op de oogenblikken van totale verduistering aangewezen, tegenwoordig kunnen alle zonneverschijnselen, op een enkele uitzondering na, aan in 't bijzonder daarvoor ingerichte zonne-observatoria bestudeerd worden. Wij zullen in dit hoofdstuk allereerst nagaan wat de ï 88 DE ZON bestudeering der Zon geleerd heeft door visueele en fotografische waarnemingen, om daarna enkele beschouwingen, waartoe die waarnemingen geleid hebben, zeer in het kort uiteen te zetten. a. VISUEELE WAARNEMINGEN. Het voor het bloote oog zichtbare oppervlak der Zon, de z.g. „fotosfeer," vertoont zich aan ons oog als een scherp begrensde, cirkelvormige schijf, en ziehier reeds een feit vermeld, dat nog op een algemeen aangenomen verklaring wacht. De zonneschijf wordt altijd als zuiver cirkelvormig beschouwd. Visueele metingen lijken intusschen te sterk aangedaan door stelselmatige fouten, dan dat zij verschillen van enkele boogseconden tusschen de aequatoriale en polaire middellijnen onomstootelijk zouden kunnen vaststellen; fotografische opnamen, mits zeer goede, zouden daartoe beter geschikt zijn, maar werden tot dusverre voor dit doel slechts bij hooge uitzondering gebruikt. Wil men de fotosfeer met een kijker bestudeeren, dan wordt aan de oculairzijde daarvan eene inrichting aangebracht, waarin het licht bijv. door herhaalde terugkaatsingen onder bepaalde hoeken, een aanzienlijk deel van zijn intensiteit verliest. Het eerste, wat dan bij de waarneming opvalt, is het feit, dat het licht der Zon in het midden der schijf veel intenser is dan aan de randen; bekijkt men verder het beeld met een zeer sterke vergrooting, dan blijkt het (Fig. 59), dat de geheele oppervlakte een dichte groepeering vertoont van lichte plekjes op een achtergrond van geringere intensiteit. Men heeft dit verschijnsel dat der z o n n e-g r a n u 1 at i e genoemd; de plekjes hebben een schijnbare afmeting van t" tot 3", d.i. een werkelijke doorsnede van 700 tot 2000 K.M. Reeds met een zeer zwakke vergrooting, ja enkele malen (als de doorsnede grooter dan 40.000 KM is) FIG. 59. ZONNE-GRANULATIE (Uit: S. Chevalier, Contribution to the study of the photosphere The Astrophysical Journal XXVII) DE ZON met het bloote oog, bemerkt men op de zonneschijf donkere plekken van onregelmatigen vorm, de z. g. „zonnevlekken". Zij vertoonen zich als een donker getint veld (de halfschaduw) waarbinnen een of meer zeer donkere plekken (de kernschaduw), een donkerheid, die intusschen niet als lichtafwezigheid moet worden opgevat; de lichtintensiteit van de gebieden, die men vlekken noemt, is zeer aanzienlijk, maar toch zooveel minder dan die der fotosfeer, dat ze door contrast donker lijken. Van deze vlekken leert de waarneming het volgende: de vorming geschiedt in hoofdzaak aan de van de Aarde afgewende zijde der Zon; wanneer dit niet het geval is en men dus de vorming kan waarnemen, ziet men, ter plaatse waar een vlek gaat ontstaan, het zonneoppervlak in sterke beroering, waarna een der vele donkere plekjes zich tot een kernschaduw uitbreidt. Dan volgt een tijdperk van betrekkelijke rust, maar spoedig treden grillige en voor elke vlek verschillende bewegingen en vormveranderingen op; uit de halfschaduw schieten heldere overbruggingen over de kernschaduw, als voorbode van de overheersching van het fotosfeerlicht, en weldra, na een gemiddelden levensduur van 2 a 3 maanden, is het met de vlek gedaan. Al vertoonen deze vlekken kleine eigen bewegingen over de zonneschijf, toch kan men uit de gemeenschappelijke schijnbare bewegingen van een zeer groot aantal van hen, met voldoende nauwkeurigheid den omwentelingstijd der Zon, die er de oorzaak van is, afleiden en gelijktijdig den stand van haar omwentelingsas in de ruimte bepalen. Wat de eerste betreft, zoo blijkt er van een eigenlijke omwentelingstijd der Zon geen sprake te zijn; zij wentelt niet als een vast lichaam met gelijke hoeksnelheid voor alle deelen, maar deze is het grootst voor de gebieden aan den aequator en neemt geleidelijk naar de polen toe af. Geheel en al is dit echter niet uit zonnevlekken af te leiden; deze vertoonen zich n.1. bij 190 DE ZON 191 voorkeur tusschen de 10de en 20ste breedteparallel. Tusschen — io° en + 10° „heliografische breedte" komen zij evenwel in voldoend aantal voor om ook voor dit gebied de zonnerotatie te berekenen, doch op hoogere breedte dan 400 zeer zelden. De omwentelingssnelheid der zonnedeelen op hoogere breedten is, tot 800 toe, spectrografisch, uit het beginsel van Doppler (bldz. 147) afgeleid. De vlekkengebieden nu wentelen in ongeveer 25.4 dagen; dit is de werkelijke (siderische) periode, die zooals wij dit o.a. uitvoerig bij de beweging van Venus (bldz. 87) besproken hebben, kleiner is dan de synodische, na welke een bewoner der aarde de vlek weer op hetzelfde punt der schijf terug ziet. Terwijl de vlek rondwentelt beweegt (Fig. 60) de aarde zich in haar FIG. 60. baan van Oost naar West (AiA2) en aan deze beweging doet, wat wij het „middelpunt der schijf" noemen, mede. De vlek, die eveneens van Oost naar West loopt, bereikt het nieuwe middelpunt M2 der schijf ongeveer twee dagen later dan het oude Mi. Men kan deze bewegingen zeer duidelijk waarnemen als men (Fig. 61) aan het oculair-einde van den kijker, loodrecht op de richting van haar as, een projectiescherm aanbrengt en op het projectiebeeld der Zon eiken dag de richting 192 DE ZON Oost-West (bewegingsrichting der Zon over het scherm) en de plaats der vlek aanteekent; heeft men dit voor een io-tal dagen gedaan, dan kan men als regel door de verschillende plaatsen, die de vlek innam, eene FIG. 61. PROJECTIESCHERM VOOR ZONNEWAARNEMING, AAN DEN KIJKER VAN 11.5 CM. DER UTRECHTSCHE STERRENWACHT strakke, kromme lijn trekken, die de projectie is van de „heliografische" breedteparallel, welke de vlek door de zonnerotatie beschrijft. Slechts tweemaal in het jaar, wanneer de aarde zich bevindt in het aequatorvlak der Zon, is die projectie een rechte lijn; dit is het geval op 3 Juni en 5 December. Behalve de vlekken, ziet men op de Zon ook veelvuldig zeer heldere plekken, die men fakkels genoemd heeft; ook deze komen het meest voor in de vlekkengebieden en dan dikwijls in de onmiddellijke nabijheid 192 DE ZON 193 van vlekken, maar zij vertoonen zich in tegenstelling met deze ook op hoogere breedten. Hunne helderheid blijft, in tegenstelling met die van de fotosfeer, nagenoeg dezelfde, zoodat ze op het midden der schijf veel minder duidelijk te zien zijn dan bij den rand der zon, waar zij zich, met een ongeveer 1 Yz maal grootere helderheid, duidelijk tegen hunne omgeving afteekenen. Ook zij zijn aan snelle en grillige vormveranderingen en bewegingen onderhevig; toch geven de fakkels nagenoeg dezelfde uitkomsten voor de rotatie der Zon als de vlekken; het lijkt echter alsof de zoo gevonden perioden voor de verschillende gebieden, met een klein, maar stelselmatig bedrag kleiner zijn. Uit de waarnemingen van den apotheker Schwabe, die van 1828 tot 1868 op eiken dag dat de Zon zichtbaar was, vlekkenwaarnemingen verrichtte, bleek voor het eerst dat de Zon op gezette tijden veel-, en daartusschen in weinig of geen vlekken vertoont, en sedert dien is deze „periodiciteit der zonnevlekken," welke ook voor de fakkels geldt, een onderwerp van uitvoerige bestudeering geweest. Daarbij is gebleken dat de periode gelegen is tusschen 7.3 en 16.1 jaren met een gemiddelde van 11 jaren en dat binnen die periode het verschijnen der vlekken op een bepaalde regelmatige wijze in de vlekkengebieden plaats heeft. Verder houden nog andere, later te bespreken zonneverschijnselen met deze periode verband en enkele verschijnselen op aarde, o.a. de veranderlijkheid van het aardmagnetisme, de z.g. „magnetische stormen" (niet altijd), de verschijningen van het Noorderlicht en misschien het heerschen der tropische cyclonen. Verdere visueele waarnemingen waren eertijds alleen bij totale zonsverduisteringen te verrichten. Daar (toevallig?) de schijnbare middellijn van de zon en de maan gemiddeld even groot zijn, kan de nieuwe maan, wanneer zij zich behalve in de maansbaan, zeer dicht nabij of in het vlak der aardbaan bevindt, de Zon Sterrenkunde 14 194 DE ZON schijnbaar geheel bedekken; wat wij als zonneoppervlakte zien, is dan geheel en al aan ons oog onttrokken, maar gelijktijdig openbaren zich nieuwe zonneverschijnselen van ongekende pracht, welker bestaan het zoo felle licht der fotosfeer voor ons verborgen hield. Deze zijn de roode zonnevlammen (protuberansen = uitwassen) die nu eens in grooten getale, dan weder sporadisch op de meest grillige en fantastische wijze te voorschijn treden uit een roodachtig getinten, om de fotosfeer gelegen helderen ring, waaraan men den naam chromosfeer (gekleurden ring) gegeven heeft, en daarbuiten een zilverwitte stralenkrans, de co r o n a, die bij elke eclips andere intensiteiten en andere vormen heeft. Zij bestaat uit den eigenlijken corona-r i n g en de corona-s t r a 1 e n, uitloopers die een lengte van twee maal. de zonnemiddellijn kunnen bereiken. De vorm der corona hangt (Fig. 62 en 63) samen met de periode der zonnevlekken. Van deze buitendeelen der Zon moet tegenwoordig alleen voor de corona een eclips worden afgewacht: chromosfeer en protuberansen kunnen op zeer vernuftige wijze (zie bldz. 202) altijd zichtbaar gemaakt worden. Het spectrum van de fotosfeer is een continu absorptiespectrum, dat van de chromosfeer een emissie-spectrum; tusschen deze beide bevindt zich een (bij totale eclips waarneembaar) gebied, waar de donkere absorptielijnen der fotosfeer overgaan in de heldere emissielijnen der chromosfeer. Dit gebied heet de „omkeerende laag"; zij is zeer smal, smaller dan 3" (2000 KM.) en bij een totale eclips slechts enkele seconden zichtbaar; daarom noemt men het spectrum van dit gebied het „flits-spectrum"'. (Fig. 64). Al de boven vermelde benamingen zijn ingevoerd in samenhang met een bepaalde voorstelling over het wezen der Zon, zooals men zich die uit de eerste opgangmakende waarnemingen gevormd heeft. Dit is FIG. 62. CORONA TIJDENS EEN VLEKKENMAXIMUM (Uit: Mittcillungen der Nikolai-Haupsternwarte zu Pulkowo Bd. I) FIG. 63. CORONA TIJDENS EEN VLEKKENMINIMUM FIG 64. BOVEN: FOTOSFEERSPECTRUM ONDER: „FLASH" SPECTRA VAN OLIJKEN EN WLIJKEN ZONNERAND (Uit: Report of the Expeditions to observe the Total Solar Edipse of 1808 January 22, London 1899) DE ZON echter een voorbarige daad geweest en de benamingen, die er verband mede houden, zijn overijld ingevoerd. Over het wezen der Zon heerschen nog geen volkomen duidelijke, onaanvechtbare voorstellingen, en hoe dieper men in het vraagstuk doordringt, hoe verder het te bereiken doel terug wijkt in een doolhof van moeilijkheden. Om echter niet van de eene voorbarigheid in de andere te vervallen en omdat men toch ten slotte benamingen moet ontkenen aan een of andere voorstelling, blijft men de reeds ingevoerde benamingen behouden. Aan welken gedachtengang zij ontsproten zijn en waarom deze niet meer bevredigt, zullen wij op bldz. 213 in het kort behandelen, doch wij zullen eerst na moeten gaan wat het spectroscopisch onderzoek der Zon geleerd heeft. Het spectrum der fotosfeer leert, zooals op bldz. 143 duidelijk gemaakt is, uit de plaats der Fraunhofersche (absorptie) lijnen de stoffen kennen, die zich bevinden in het buitenste deel van den gasbol. Er zijn 19 elementen, waarvan door dit middel de aanwezigheid in de Zon niet is vastgesteld; deze zijn Goud, Kwik, Fosfor, Stikstof, Zwavel, Antimoon, Arseen, Bismuth, Boor, Selenium, Caesium, Rubidium, Indium, Thallium en Praseodymium; verder Argon, Krypton, Neon en Xenon. Van enkele andere is de aanwezigheid niet met zekerheid aangetoond. Dit wil intusschen niet zeggen, dat al deze elementen werkelijk ontbreken. De elementen komen n. 1. in den zonnedampkring waarschijnlijk in innige menging voor en dan liggen de voorwaarden van zichtbaarheid door lichtuitzending binnen tamelijk enge grenzen, die weer èn van den aard der lichtopwekking èn van de concentratie van het mengsel afhangen; bovendien spelen daarbij de drukking, de dichtheid en de temperatuur een groote rol. Ook de op bladz. 216 te noemen ionisatie-verschijnselen kunnen een onontdekt-blijven van een element ten gevolge hebben. 198 DEZON 19.9. Fig. 47 geeft een globaal overzicht van het fotosfeerspectrum. Behalve de lijnen, die ontstaan door absorptie in den dampkring der Zon, vertoont het lijnen (o.a. a.) voornamelijk in het uiterste rood, die ontstaan door absorptie in den dampkring der aarde, in hoofdzaak door waterdamp en zuurstof. Deze z.g. „tellurische 1 ij n e n" zijn herkenbaar aan twee eigenschappen, welke de zonnelijnen niet bezitten. i°. zijn ze voor een lage zon veel intenser dan voor een hooge, omdat het licht eener lage zon ons door diepere lagen van onzen dampkring bereikt, en 2°. hebben ze een onveranderlijke plaats in het spectrum, terwijl de zonnelijnen zich tengevolge der zonnerotatie verplaatsen; de eene rand is een ons naderende lichtbron, de andere is er een, die zich van ons verwijdert en lijnverschuivingen zijn daar (Fig. 65 a) krachtens het beginsel van Doppler het gevolg van.Omgekeerd geeft het meten van die verschuivingen een middel om de wentelingssnelheid der Zon af te leiden, een zeer moeilijk onderzoek, waarvan de uitkomsten nog steeds niet volkomen bevredigen. Het spectrum der zonnevlekken is als dat der fotosfeer een absorptiespectrum op continuen grond, dié echter als regel minder helder is dan die van het fotosfeer-spectrum. Maar de absorptielijnen hebben in vele gevallen een plaats en een gedaante, die een weinig verschilt van die in het fotosfeer-spectrum; enkele breedere lijnen vertoonen nu en dan een heldere kern en een aantal lijnen en banden van het vlekspectrum komt in het fotosfeerspectrum zelfs in het geheel niet voor. Zie Fig. 65. Het spectrum der chromosfeer vertoont altijd 10 lijnen van bekende elementen, n.1. 5 van Waterstof, 3 van Helium, 2 van Calcium en 1 van IJzer. Het element Helium is op aarde pas gevonden (door Ramsay m 1895), nadat een heldere lijn in het chromosfeer-spectrum zijn bestaan verraden had. Behalve deze steeds opvallende lijnen zijn er nog enkele honderden chromo- 199. FIG. 65.I FOTOSFEERSPECTRUM ' II VLEKSPECTRUM (Uit: G. E. Hale: The study of stellar evolution). I II I II FIG. 65 a. SPECTRA VAN HET MIDDEN EN DE RANDEN DER ZONNESCHIJF, (VAN X 53 70 TOT X 5425) I. HET MIDDEN EN DE WESTRAND: LIJNVERSCHUIVING NAAR VIOLET (LINKS) II. HET MIDDEN EN DE OOSTRAND LIJNVERSCHUIVING NAAR ROOD (RECHTS) (Uit: The Astrophysical Journal XXX) II DE ZON 20I sfeer lijnen uitgemeten, waarvan 20 % onbekend zijn en enkele nooit in het fotosfeer-spectrum als absorptielijnen zijn waargenomen. Alle chromosfeer-lijnen zijn breed nabij den zonnerand en worden smaller, naarmate het beschouwde chromosfeerniveau verder daarvan verwijderd is. Het spectrum der protuberansen is in hoofdzaak gelijk aan dat der chromosfeer, een spectrum van heldere lijnen van een 18-tal elementen, voornamelijk van Waterstof, Calcium, Helium en Titanium. Men is daarbij gewoon de protuberansen te verdeelen in twee klassen, de Wolken (Fig. 66) en de Uitbarstingen FIG. 66. ZONNEWOLKEN (WATERSTOF-PROTUBERANSEN) (Uit: Mitteilungen det Nicolai Hanptsterawarte zu Pulkowo Bd. II.) (Fig. 67). De eerste zijn meestal zuivere waterstof protuberansen; in de laatste komen vaak metaaldampen voor. Deze klassen zijn intusschen niet scherp van elkaar gescheiden; zij gaan met eenige tusschenschakeeringen, waarin ook helium en calcium optreden, in elkander over. Het spectrum der uitbarstingen vertoont groote en grillige lijnverplaatsingen en lijnvervormingen, die men steeds aan enorme snelheden in de gezichtslijn heeft toegeschreven, ook omdat de waarneming van den tijd, waarin een bepaalde verwijdering van den zonnerand plaats heeft, tot deagelijke groote snelheden loodrecht op de gezichtslijn voerde, snelheden die tot 800 K.M./sec. 202 DE ZON gaan. Daar van een zich in de gezichtslijn bewegende lichtbron alle spectraallijnen verschoven zijn, terwijl dit in het protuberansen-spectrum doorgaans alleen met de lijnen van Calcium, Waterstof en Helium het geval is zou dit beteekenen, dat deze gasmassa's zich met snelheden van gemiddeld 500 K.M. per sec. verplaatsen FIG. 67. ZONNE-UITBARSTINGEN (METALLISCHE PROTUBERANSEN) door een in rust blijvende omgeving van andere gasmassa's. Dit is zeer onwaarschijnlijk. Fig. 68 geeft een merkwaardige teekening van een zonne-uitbarsting, die een schijnbare snelheid van 276 KM. per sec. bereikt heeft. Men kan met den spectroscoop behalve het spectrum der protuberansen ook hun vorm bestudeeren, door een groote dispersie aan te wenden en de spleet van het instrument wijd open te zetten. Door de groote dispersie wordt het continue licht van den hemel-achtergrond sterk verzwakt, maar het emissie-spectrum der protuberans ondergaat daardoor geen intensiteitsvermindering. Wel wordt de lineaire afstand tusschen de lijnen grooter, maar zij blijven even helder en worden dus door de vermindering van het contrast zichtbaar. Het spectrum der corona is alleen tijdens een totale verduistering te bestudeeren en dus minder goed bekend; DE ZON 203 het is een spectrum van heldere lijnen op zwak continuen achtergrond. De lijnen komen echter, wat hunne plaats betreft, noch met Fraunhofersche lijnen van het fotosfeerspectrum noch met de lijnen van het chromosfeerspectrum overeen; van deze coronalijnen is het meest bekend een lijn (A 5303 in het groen) die men 1 n in iv FIG. 68. TEEKENING VAN EEN ZONNE-UITBARSTING I te 1 u 18 m snelheid 33 km/sec. II te 1 u 23 m „ 80 III te 1 u 29 m ,. 73 IV te 1 n 39 m ,, 276 (Uit: Publicationen des Haynald-Observatoriums VIII) — waarschijnlijk ten onrechte — de coroniumlijn heeft genoemd, als zou zij eigen zijn aan een element, dat alleen in de zonne-corona voorkomt. Geen der coronalijnen is ooit in het spectrum van een aardsche lichtbron verschenen. b. FOTOGRAFISCHE WAARNEMINGEN. Om het oppervlak der Zon te kunnen bestudeeren op 204 DE ZON een fotografische opname, moet men allereerst zorgen voor een beeld van behoorlijke afmetingen. Daar dit, zooals wij op bldz. 153 zagen, verkregen kan worden door vergrooting van den brandpuntsafstand, hetgeen echter boven een bepaalde grens den kijker onhandelbaar en vatbaar voor trillingen maakt, zoo huldigt men sedert de laatste 20 jaar algemeen het beginsel van vaste opstellingen voor zonne-fotografie. Men kan dan den kijker zoo stevig mogelijk fundeeren, men kan zelfs de geheele kijkerbuis laten vervallen en den brandpuntsafstand nagenoeg onbegrensd vergrooten. Inplaats van een parallactische kijkerbeweging kan dan een soort parallactische spr'ege/beweging gelijken tred houden met de schijnbare hemeldraaiing. Zulk een spiegelinstrument heet een coelostaat (coelum = hemel). Ook bij het gebruik van vast opgestelde spectrografen, stralingsmeters enz. bij de waarneming van een zonsverduistering, is een dergelijk hulpinstrument onontbeerlijk, Van welke richting ook het zonlicht op den spiegel moge invallen, steeds heeft het na terugkaatsing dezelfde richting. Vooral op het zonne-observatorium •op Mount Wilson is hiervan op groote schaal partij getrokken; de eerste opstelling aldaar bestaat uit een coelostaat (Fig. 69) die het licht naar een gebogen spiegel van 20 Meter brandpuntsafstand zendt en die, daar hij draaibaar is, een zonnebeeld (van 18 cm. middellijn) kan vormen in elke gewenschte richting. Zoodoende behoeft men niet verschillende toestellen (camera, spectroscoop etc.) met elkaar te verwisselen, maar kan ze alle op afzonderlijke pijlers houden. De gebogen spiegel kan gemakkelijk vervangen worden door een anderen, die ƒ = 48 M. heeft en een zonnebeeld van 44 cm. middellijn ontwerpt. Bij een dergelijke inrichting, zegt Pringsheim in zijn werk over zonnefysica J), neemt de klassieke astronomische koepel de gedaante van een kegelbaan aan. *) E. Pringsheim: Vorlesungen fiber die Physik der Sonne. Berlin 1910. FIG. 69. COELOSTAATSPIEGELS. MOUNT WILSON (Uit: G. E. Halc, The study of stellar evolution) 20Ó DE ZON Deze eerste inrichting bleek het nadeel te hebben, dat de coelostaatspiegel, op geringen afstand boven den grond geplaatst, den nadeeligen invloed van ongelijkmatig verwarmde luchtstroomen ondervindt en daarom heeft men bij twee nieuwere inrichtingen den stralengang verticaal gemaakt. Zoo ontstonden de kleine en groote torentelescoop die men met de op bldz. 159 e.v. behandelde reflectoren als de meest moderne en machtigste hulpmiddelen voor astronomisch onderzoek beschouwen kan. De „kleine" toren is een open geraamte van 20 M. hoogte, dat den coelostaat draagt, die het licht door een foto-visueel objectief (bldz. 153) verticaal omlaag zendt, waar zich in een put van 9 M. diepte de spectroscopische instrumenten bevinden; een inrichting van ongeveer dezelfde afmetingen bevindt zich in de heliofysische afdeeling van het Natuurkundige Laboratorium te Utrecht (zie bladz. 457. De „groote" toren (Fig. 70) is 45 M. hoog, bevat een vrij van het geraamte gefundeerde binnenhuis en is geplaatst over sen put van 24 M. diepte, waar de instrumenten tegen alle temperatuurs- en trillings-invloeden volkomen beschermd zijn. Het directe zonnebeeld heeft hier een middellijn van 44 cm. Behalve dat een groot beeld den onderzoeker in staat stelt de bijzonderheden van het zonne-oppervlak nauwkeuriger te bestudeeren, geeft het ook een groot gemak, wanneer men de spleet van den spectrograaf precies rakende aan het beeld wil houden, en daar dit van het grootste belang is bij het fotografeeren van het chromosfeer-spectrum buiten een eclips, zijn de daartoe aangewende pogingen eerst na gebruikmaking van bovengenoemde opstellingen (1909) volledig geslaagd. Het tevens aanwenden van een zeer groote dispersie stelde Hale, den directeur van het Mt. Wilson Observatorium, in staat bij enkele lijnen in het spectrum der zonnevlekken een splitsing waar te nemen, zooals die naar theoretische en practische onderzoekingen van FIG. 70. DE GROOTE TORENTELESCOOP VAN HET ZONNEOBSERVATORIUM OP MOUNT WILSON (Uit: Annual Report of the Director of the Mount Wilson Solar Obscrvatory 19 10) 2o8 DE ZON onze landgenooten Lorentz en Zeeman op moet treden, wanneer de te onderzoeken lichtbron in een magnetisch veld zetelt. De zonnevlekken moeten na deze ontdekking voorloopig beschouwd worden als gebieden, waar de zonne-gassen een wervelbeweging hebben; de rondwentelende electrisch geladen deeltjes wekken dan een magnetisch veld op, waarvan de sterkte ongeveer iooo gauss is, maar in enkele gevallen wel tot 3000 gauss kan oploopen. Later bleek het den waarnemers op Mount Wilson dat de geheele zonne-oppervlakte een magnetisch veld is van ongeveer 10 tot 50 gauss sterkte. Evenals bij de aarde bevinden de magnetische polen der zon zich in de buurt van de gelijknamige polen der wentelingsas. Ter waardeering van de opgegeven veldsterkten diene dat het magnetisch veld der aarde ongeveer 0,6 gauss is, en men in laboratoria velden tot 40.000 gauss kan opwekken. Een groote dispersie is voor elk detail-onderzoek van groote waarde; een atlas van het fotosfeerspectrum, met groote dispersie verkregen, hebben reeds Thollon (Nice) en Rowland (zie bldz. 138) samengesteld, doch voor het vlekspectrum ontbrak hij tot dusverre. Ook deze taak heeft het Mt. Wilson Observatorium op zich genomen; daar is een fotografische atlas in 100 bladen van het vlekspectrum in bewerking, waarin i°AE een lengte van 1 cm. heeft. De totale lengte van het spectrum tusschen A 7200 en A 4600 is dus 26 Meter! DE SPECTROHELIOGRAFISCHE Yï zage\in *?f METHODE Achtste hoofd- stuk, dat men een zonnespectrogram verkrijgt door een fotografische plaat op te stellen daar waar het spectrale beeld gevormd wordt, en dat men, tenzij de dispersie zéér gering is, niet het geheele spectrum, maar slechts een bepaald spectraal gebied gelijktijdig in beeld kan brengen. Men kan dit spectraalgebied nog verkleinen door vóór de fotografische plaat een scherm te plaatsen met een smalle ope- DE ZON 209 ning, die bijv. alleen het zuiver groene gebied doorlaat. Wanneer men nu echter het door den kijker op de spectrograaf-spleet ontworpen beeld over die spleet heen beweegt, behoort het doorgelaten groene gebied telkens bij een ander deel der zonne-oppervlakte. Kan men de fotografische beelden van die groene gebieden naast elkaar op de plaat krijgen, dan heeft men daarmede een „kleurenfoto" van de Zon gekregen en wel een groene; daartoe heeft men dus slechts de beweging van de plaat te koppelen aan die van het zonnebeeld over de spleet. Maakt men de smalle opening in het scherm zéér smal, tot zij zelve het karakter van een spleet heeft aangenomen (bijv. o.o5mm) dan wordt het doorgelaten gebied zóó klein, dat als het ware slechts het licht van een enkele spectraallijn wordt doorgelaten. Men heeft dan de kleurenfotografie „a outrance" doorgevoerd, en een beeld verkregen van de Zon niet alleen in licht van één kleur, maar in licht van één golflengte! Het naar dit beginsel samengestelde instrument heet een spectroheliograaf. Daar de Fraunhofersche lijnen van het fotosfeerspectrum evenals de kernen der zonnevlekken slechts donker lijken door contrastwerking, maar inderdaad nog licht van aanzienlijke intensiteit uitzenden, zoo kan men ook spectroheliogrammen verkrijgen van het licht der absorptielijnen en men kiest daarvoor bij voorkeur de verschillende waterstoflijnen en twee breede calciumlijnen in het violette deel van het spectrum. De opnamen vertoonen dan de Zon in een opvallend „vlokkige" structuur (Fig. 71) van ongelijk verlichte plekken, welker uitmeting weder een bijdrage heeft kunnen leveren voor onze kennis van de wentelingssnelheid der Zon. Maar de juiste interpretatie van alle verschijnselen, die de spectroheliogrammen der laatste jaren getoond hebben, is uiterst moeilijk en menige strijdvraag is reeds ontstaan over het mysterie van deze golflengte-foto's. Het beeld der Zon is niet alleen in calciumlicht geheel anders dan in waterstoflicht, maar ook verschillend Sterrenkunde 15 I 11 FIG. 71. SPECTROHELIOGRAMMEN DER ZON I. DE ZON IN WATERSTOF II. DE ZON IN CALCIUMLICHT OP BEIDE OPNAMEN ZIJN DEZELFDE ZONNEVLEKKEN ZICHTBAAR (Uit: G. E. Hale, The Study of stellar evolution) FIG.72. WATERSTOF SPECTROHELIOGRAM VAN DE ZON, DAT DE WERVELBEWEGINGEN DER ZONNEVLEKKEN TOONT (Uit: Annual Report of the Director of the Mount Wilson Solar Observatory) 212 DE ZON naar gelang het verkregen is uit de eene of andere lijn van hetzelfde element of uit den rand of het midden van dezelfde spectraallijnl Bovendien blijken in sommige opnamen spiraalvormige vlekken-groepeeringen voor te komen en wel in de i ste plaats bij de zonnevlekken. Fig. 72 geeft hiervan een sprekend voorbeeld, omdat ze twee vlekken vertoont, die aan de oppervlakte een tegengesteld gerichte wervelbeweging hebben alsof die van de eene zich trechtervormig naar een andere plek heeft voortgeplant.1) Wij overschrijden bij een grondiger beschouwing der uitkomsten, met den spectroheliograaf verkregen, de grenzen van een populaire bespreking. Zij zijn evenals alles in het zonne-onderzoek zeer moeilijk en zeker niet op voor ieder bevredigende wijze te verklaren. Wie zich een goed samenhangend beeld der zonneverschijnselen wil vormen, heeft geen gemakkelijke taak. Hoe komt het, dat de Zon zich aan ons vertoont als een schijf met een scherpe begrenzing? Waarom neemt hare helderheid af van het midden naar de randen en waarom niet evenveel voor de roode als voor de violette stralen? Mag men wel blijven denken aan een sterk absorbeerenden zonnedampkring, sedert de waarnemingen der Nederlandsche fysici Julius en Moll op overtuigende wijze geleerd hebben, dat in dien z.g. „dampkring" minder dan 1/iooo van het fotosfeerlicht wordt vastgehouden? Waarom ontstaan, zooals sommige waarnemers meenen, de zonnevlek-wervels bij voorkeur aan de van de aarde afgewende zijde der Zon en waarom alleen in bepaalde gebieden van haar oppervlak? Door welke invloeden ontstaat de wervelbeweging en door welke invloeden wordt zij weer opgelost? Hoe ontstaat het periodieke karakter van deze verschijnselen, van de fakkels en de protuberansen ? Zijn de enorme en grillige „uitbarstingen" en hare onverklaarbare x) De dikke lijn in de figuur zoomede de evenwijdig daaraan loopende dunnere lanen zijn ontstaan door de aanwezigheid van stofdeeltjes tegen de wanden der spleet. DE ZON 213 snelheden werkelijkheid, en zoo neen, wat zijn ze dan wel, en waarom komen ze bij de „wolken" niet voor? Is de chromosfeer wel een zelf licht-uitstralend gebied, of wordt het ons slechts voorgetooverd door licht, dat op de een of andere wijze aan de straling der fotosfeer onttrokken is? Waarom is de vorm der corona afhankelijk van de fase der vlekkenperiodiciteit; hoe ontstaat een volkomen onbekende lijn in het corona-spectrum en wat voor zonderling lichtverschijnsel kan deze corona wel zijn, die lijnen uitzendt welke de fotosfeer niet kent? Waarom hebben de Fraunhofersche lijnen niet alle dezelfde breedte en wat bepaalt eigenlijk de breedte bij een absorptielyhl Is „absorptie" daarbij het eenige verschijnsel? Spectraallijnen ondergaan geringe plaatsveranderingen door verschijnselen van beweging, van drukking, van magnetisme, van onregelmatige straalbreking enz. Welke van deze invloeden is in elk onderhavig geval overwegend? Is de temperatuur van een zonnevlek hooger of lager dan die van de omringende fotosfeer? Wat is ten slotte de verklaring der spectroheliografische beelden en kan deze wellicht later gevonden worden door ze te vergelijken met opnamen in breedere kleurgebieden ? De pogingen om deze en nog tal van andere vragen te beantwoorden hebben geleid tot het opstellen van eenige z.g. „zonnetheorieën," waarvan voor het oogenblik de voornaamste zijn die, welke resp. het zwaartepunt van wat aangaande de Zon wordt waargenomen leggen in: 1. Bewegingsverschijnselen (Young, Hale). 2. Licht (straalbrekings- en verstrooiings-) verschijnselen (Julius). Het kunnen begrijpen der bijzonderheden van elke van deze opvattingen eischt een vergevorderde kennis der natuurwetenschappen in het algemeen. Daar Julius en Moll uit waarnemingen tijdens de ringvormige zonsverduistering van 17 April 1912 hebben afgeleid, dat 214 DE ZON de buitenste laag van het zonne-oppervlak geen absotbeerende laag is, althans niet in den zin, waarin men ze jaren lang beschouwd heeft, en hierdoor de verschillende opvattingen wellicht nader tot elkaar gebracht zullen worden, zullen wij er ons toe bepalen met een enkel woord deze beide opvattingen te bespreken, met terzijdestelling van andere theorieën, o.a. van die van onzen landgenoot Brester, die de lichtverschijnselen in den zonne-dampkring als een electro-luminescentie opvat, maar wiens uitvoerige arbeid zich moeilijk tot een korte samenvatting leent.1) De sub i genoemde opvatting is nog steeds de meest verbreide; hare aanhangers beschouwen de Zon als een gasbol, waarin tenminste wat het buitenste deel betreft, de gassen ,,in lagen gescheiden" kunnen voorkomen, zij beschouwen het licht alleen in zijn rechtlijnige voortplanting en zien in de Fraunhofersche lijnen uitsluitend een effect van absorptie, in hare breedte een effect van dichtheid, die grooter is in lagere niveau's zoodat het optreden van een breede lijn beteekent dat de absorptie heeft plaats gehad in een gebied van groote diepte. Zij denken bij lijnverschuivingen en lijnvervormingen nagenoeg uitsluitend aan het beginsel van Doppler. en zoo trachten zij alle zonneverschijnselen terug te brengen tot twee primaire oorzaken: niveau en beweging. De fakkels zijn verhoogingen van de fotosfeer, een spectroheliogram genomen met de spleet op den rand van de breede calciumlijn geeft de verdeeling van diepere calciumlagen aan dan een dergelijke opname, verkregen met de kern dezer lijn. enz. enz. Julius daarentegen beschouwt de Zon als een gasbol. waarin de gassen zoo innig mogelijk gemengd zijn, maar waarin o.a. door afkoeling der buitenlagen, en waar- i) rjr. A. Brester, Le Soleil, ses phénomènes les plus importants, leur litéruture et leur explication. Na den dood van B. bewerkt door Dr. T. van Lohuizen en uitgegeven door W. P. van Stockum en Zoon, Den Haag. DE ZON 215 schijnlijk ook door condensatieverschijnselen, tamelijk grillige en plaatselijke dichtheidsveranderingen kunnen optreden. Het licht kan daardoor een aanzienlijke afwijking van zijn rechtlijnige voortplanting ondergaan en de aldus optredende gebogen lichtstralen zullen in den gasbol een groote rol spelen; het blijkt daarbij in het bijzonder, dat golflengten in de onmiddellijke nabijheid van absorptielijnen op volkomen onregelmatige wijze gebroken kunnen worden. Het zijn deze onregelmatigheden, te zamen met die, welke het overal heen verspreide (diffuse) licht ondergaat (ons daglicht is in hoofdzaak diffuus licht), die nagenoeg alle zonneverschijnselen in het karakter van onregelmatige /ïc/ïtverschijnselen vermogen te verklaren. Een Fraunhofersche lijn is alleen voor zoover de zeer smalle kernKjn betreft een absorptielyn; hare verbreeding ontstaat in hoofdzaak, doordat het licht in hare onmiddellijke omgeving deels wordt weggebogen door onregelmatigheden in de straalbreking, deels aan intensiteit verliest door onregelmatigheden in de diffusie. Het onder verschillende omstandigheden en uit verschillende diepten weggebogen licht vinden wij terug in de lichtverschijnselen der fakkels, der chromosfeer en van de protuberansen. Deze verschijnselen beteekenen slechts voor een zeer klein deel eigen straling, en zijn in hoofdzaak fotosfeerlicht. Van de heldere lijnen van het protuberansenspectrum, meent Julius, is alleen de smalle kernlijn een emissielijn, en deze verandert nagenoeg niet van plaats, d.w.z. enorme snelheden komen in werkelijkheid niet voor; de „breedte" dezer emissielijn is weggebogen fotosfeerlicht en de grillige veranderingen daarvan wijzen op een voortplanting van licht, maar niet op een beweging van zonne-materie. Zoo is ook de granulatie van het zonne-oppervlak een gevolg van de lichtbreking in gassen van wisselende dichtheid en zoo vindt men ook een bevredigende verklaring voor de spectroheliografische beelden; de theo- 21 6 DE ZON retische beschouwingen echter, die aan deze opvattingen ten grondslag liggen, zijn niet eenvoudig. Julius verklaart op deze wijze nagenoeg alle zonneverschijnselen zonder eenige nevenhypothese en dit is van groote waarde. Ook al zijn nog lang niet alle zonnefysici voor zijn opvatting gewonnen, zoo zullen diegenen onder hen, die vasthouden aan het bestaan van een sterk absorbeerenden zonnedampkring, na de uitkomsten van de Nederlandsche Eclipsexpeditie in 1912 den grondslag van vele van hunne beschouwingen moeten wijzigen. Noch van de corona, noch van het periodieke karakter der zonneverschijnselen geeft intusschen eenige theorie een volkomen bevredigende verklaring. Niet alleen kan men de zonnetoestanden practisch niet nabootsen, maar men weet evenmin in hoeverre de theoretische fysische en thermodynamische wetten bij de temperatuur der Zon hare geldigheid behouden. Er is echter gegronde hoop, dat de hypothesen der moderne theoretische natuurkunde, en wel in hoofdzaak de atoomtheorie en de nieuwe denkbeelden over het wezen der lichtstraling een belangrijk aandeel zullen hebben in het leeren begrijpen van menige „geheimzinnigheid" der zonneverschijnselen. Die hypothesen toch doen ons het atoom zien als een positief geladen kern en een aantal in bepaalde banen daarom heen bewegende electronen. De negatieve ladingen van deze zijn in het normale geval even groot als de positieve lading der kern; het atoom heet dan neutraal. Wordt een der electronen uit het stelsel verdreven, dan heet het atoom enkelvoudig geïoniseerd; bij verlies van twee electronen heet het dubbel geïoniseerd enz. In de drie hier beschouwde gevallen zendt het atoom, als het gaat stralen, drie verschillende spectra uit. Daar de mate van geïoniseerd zijn nauw samenhangt met de temperatuur en de drukking van het gas, is het duidelijk, dat uit theoretische beschouwingen over de samenstelling van een gasbol als onze zon, in welks buitenlagen DE ZON 217 de atomen sterk geïoniseerd moeten zijn, allerlei gevolgtrekkingen te maken zijn met betrekking tot hunne lichtuitzending. De zonne-physicus levert in de door hem waargenomen spectra de documenten, waaraan de theoretische beschouwingen getoetst kunnen worden; zoo is er de laatste jaren een vruchtbare samenwerking ontstaan tusschen de theoretische natuurkunde en de natuurkunde der zon, en het ziet er naar uit of de ontknooping van menig raadsel daardoor nabij is. Over deze temperatuur en het behoud der zonnestraling ten slotte een enkele opmerking: theoretische overwegingen, o.a. berustende op onze kennis omtrent de op aarde ontvangen hoeveelheid warmte per cm.2, hebben geleerd, dat de temperatuur der fotosfeer minstens 60000 C. is1). Een doorloopend uitzenden van de straling, zooals die wordt waargenomen, zou deze temperatuur met een jaarlijksch bedrag van minstens 10 C. verminderen, maar zulk eene vermindering wordt niet waargenomen. Daarom heeft men verschillende onderstellingen geopperd over de wijze, waarop de zonnestraling behouden blijft, maar ook deze zijn niet volkomen bevredigend. Het verlies door uitstraling kan gecompenseerd worden door de volgende bronnen van winst: ij Het in den zonnegasbol terecht komen van een groot aantal meteoren, snel bewegende onzichtbare lichaampjes der wereldruimte, wekt eene bepaalde hoeveelheid warmte op, die afhankelijk is van hunne massa en snelheid. Van de laatste kan men het bedrag met groote waarschijnlijkheid vaststellen en dan berekenen, hoe groot de massa moet zijn, om de opgewekte hoeveelheid warmte hetzelfde bedrag te doen bereiken als dat van het verlies door uitstraling. Men komt dan tot een jaarlijksch bedrag aan meteorenmassa van ^/ïoo van de massa der aarde. Dit is echter een onwaarschijnlijk groot bedrag. *) Dc temperatuur van den electriscben boog is ongeveer 40000 C. 2l8 DE ZON 2. Een inkrimping van den straal der Zon met een jaarlijksch bedrag van 75 Meter (een bedrag dat zelfs na eeuwen niet voor ons bemerkbaar kan zijn) heeft een opwekking vn warmte tengevolge, die het verlies door uitstraling volkomen compenseert. Dan zou echter als men het proces als constant verloopend aanneemt, het samentrekken van den „oernevel", die tot zonnestelsel werd, ongeveer 22 millioen jaren geleden begonnen zijn, terwijl geologische beschouwingen tot een veel hoogeren ouderdom der aarde voeren. Daartegenover staat echter, dat het volstrekt niet zeker is, dat de Zon uit samentrekking van een nevel ontstaan is. 3. Wanneer het zonnelichaam per Ms 3.6 gram radium bevat, kan door radio—actieve processen de geheele warmtestraling der Zon worden opgewekt. Nu is echter de aanwezigheid van radium spectroscopisch niet of nauwelijks aangetoond, maar daar het overvloedig in de chromosfeer voorkomende element helium een der vervalproducten van het radium is, blijft de mogelijkheid bestaan dat dit element werkelijk in de zich aan spectroscopisch onderzoek onttrekkende diepten van den zonnebol aanwezig is. Het gedrag van radium bij de temperatuur der Zon is bovendien niet bekend, en zoo wordt ook hier het onzekere terrein der hypothese niet verlaten.. EENIGE GEGEVENS OVER DE ZON. Werkelijke middellijn = 1387000 KM. = 109 X middellijn der aarde. Schijnbare middellijn = 32'4." (afw. tusschen 32'3Ó." en 31' 32"). Volume = 1285000 X volume der aarde. Massa = 332000 X massa der aarde. Dichtheid = 0.26 X dichtheid der aarde = 1.41 X dichtheid van water. Zwaartekracht aan de oppervlakte der Zon =27.5 X die aan de oppervlakte der aarde. DE ZON De Zon geeft 600.000 maal zooveel licht als de volle maan (op gemiddelden afstand). De afstand tot de aarde bedraagt 149.5 rnill. KM. (afw. tusschen 152 mill. en 147 mill.) De omwentelingstijden der verschillende heliografische breedten zijn de volgende:

dat van den staart is als regel, behalve vlak achter den kop, te zwak voor spectroscopisch of spectrografisch onderzoek. Eerst de toepassing der fotografie heeft dit onderzoek vruchtdragend kunnen maken; zooals wij in het Negende hoofdstuk bespraken, kan men wegens de geringe lichtsterkte van het spectrum geen nut hebben van lange kijkers met groote dispersie en vele lichtabsorbeerende lenzen en prisma's, en men gebruikt daarom (sedert 1902) prisma-camera's (bldz. 141) met korten brandpuntsafstand. Fig. 101 geeft een op deze wijze verkregen kometenspectrum; het bestaat eenvoudig uit zooveel naast elkaar gerangschikte beelden van de komeet, als er enkelvoudige stralingen in het door haar uitgezonden licht voorkomen. De voornaamste daarvan zijn drie emissiebanden in het geel, groen en blauw, vrij scherp begrensd naar de roode en geleidelijk uitvloeiende naar de violette zijde van het spectrum; deze banden zijn zichtbaar op een continuen ondergrond van veel geringere intensiteit, dien men gewoon is, vooral nadat de fotografie daarin Fraunhofersche lijnen heeft kunnen toonen, aan teruggekaatst zonlicht toe te schrijven. Dit is het regelmatige kometenspectrum, maar ook hier treden weer vele grilligheden op. Soms voegen zich, als de komeet zeer dicht bij de zon gekomen is, bij de banden heldere lijnen van natrium en magnesium en wellicht ook die van ijzer; nu eens wordt bij het nade- FIG. 101. KOMETENSPECTRUM EN STERRENSPECTRA GEFOTOGRAFEERD MET EEN PRISMA-CAMERA, BELICHTINGSTIJD 3 u 57 m. (Uit: A. de la Baume Pluvinel and F. Baldet. Spectrum of Cornet Morehouse 1908 c Tbe Astrophysical Journal XXXIV) DE KOMETEN EN METEOREN 331 ren van de zon het continue spectrum helderder, dan weer niet, soms is er zelfs (bijv. in het spectrum van de komeet 1908c) geen spoor van eenigen continuen ondergrond te vinden; vaak ook zijn er andere banden dan die van het regelmatige spectrum waar te nemen. Dit laatste is volkomen gelijk aan dat van de blauwe vlam van een brander van Bunsen; het leert dat de lichtgevende bestanddeelen van een komeet bestaan uit verbindingen van koolstof met waterstof, zuurstof en stikstof; vooral één bepaalde koolstikstofverbinding, het cyaan, is de laatste jaren in kometenspectra herhaaldelijk waargenomen. Daar overigens de koolstofverbindingen ook in laboratoria moeilijk gescheiden te bestudeeren zijn, is er altijd eenige onzekerheid in de meer nauwkeurige verklaring van kometenspectra blijven bestaan, welke er door de nieuwere fotografische methode niet op verbeterd is; deze levert wel heldere, maar zeer ineengedrongen spectra, die voor nauwkeurige metingen van golflengten weinig geschikt zijn. c. De directe fotografie heeft over het gedrag der kometen een nieuw en uitvoerig licht verspreid. Was het eertijds gebruikelijk een komeet eens op een avond in te stellen, hare plaats te bepalen en eenige korte aanteekeningen over haar uiterlijk te maken, de fotografie heeft geleerd dat in de meeste kometen het activiteitsproces voortdurend van fase verandert en dat het terwille van een uitvoerige en nauwgezette levensbeschrijving noodzakelijk is, zulk een hemellicht fotografisch als het ware niet meer los te laten. De wijze waarop kometenstof zich losmaakt van de kern en uitstroomt naar den staart, de wijze waarop de koma in den kop geplaatst is en de periodieke standswisselingen die daarbij vaak optreden, vooral echter de grillige staartprocessen, het zich verdeelen in tweeën of drieën, het optreden van verdichtingen die zich plotseling oplossen, het loslaten van sommige staartdeelen zóó onverwacht en plotseling, dat het den indruk maakt alsof de staart eens- JRADIUS VtCTOK DUN E .8.740 Mt.HA/ilLTON .8.475 CORDOBA .7.036 CHBISTCHUHCH .7.735 Mt. HAM1LT0JM .7.50 5 CORDOBA .7.286 BE»RüT, SyRlA .7.057 DAIKC M .6.997 TOKyo .6.832 HONOLULU -6.7J7 Mt. HA MILTON .6.655 y£^K£S .6.494 CÓKDOBA .6.064 DA'REN OUNE .4.783 Mt.HAMILTOM FIG. 102. VIERDAAGSCHE REIS VAN KOMETENSTOF IX)OR DEN STAART VAN DE KOMEET VAN HALLEY IN iqio DE KOMETEN EN METEOREN 333 klaps een weerstand heeft ondervonden, dit zijn bijna alle episoden uit een kometenbestaan, die eerst door onafgebroken reeksen van fotografieën, met tusschenpoozen van enkele uren genomen, bekend zijn geworden. Fig. 102 is een schetsmatige teekening, welke laat zien hoe uit een reeks van aan verschillende sterrenwachten op verschillende tijdstippen verkregen opnamen van de komeet van Halley, het uitstroomen van kern-materie nauwkeurig kon worden nagegaan. Het loslaten werd 4 Juni 19io aan de Lick-Sterrenwacht op Mount Hamilton vastgesteld en de reis kon, dank zij de waarnemingen aan 8 verschillende sterrenwachten, in al hare bijzonderheden 4 dagen lang gevolgd worden. Fig. 103 toont twee opnamen door Barnard van de komeet 1908c, met slechts drie uur tusschenpooze verkregen; de rechtsche foto toont duidelijk hoe het ijlere deel van den staart bezig is los te geraken. Bij dergelijke opnamen „volgt" men op de kometenkern, zoodat de sterrestreepjes in de richting van de schijnbare beweging der komeet loopen; de lengte van die streepjes hangt af van de schijnbare snelheid der komeet en van den belichtingstijd. d. De visueele bestudeering van den kop eener komeet heeft sedert lang geleerd dat zich kometenstof, van de kern uit, eerst in de richting van de zon beweegt, en na een betrekkelijk korten wejj afgelegd te hebben, onder den invloed van de een of andere van de zon uitgaande afstootende werking ombuigt in tegenovergestelde richting, aldus aanleiding gevende tot een vaak zeer regelmatig, lichtend omhulsel, dat in enkele gevallen uit meerdere lagen bestaat, in andere gevallen niet tot volle ontwikkeling schijnt te komen en den indruk kan maken van een staartvorming naar de zon toe. Een werkelijke kometenstaart is echter van de zon afgewend en vertoont doorgaans een geringe kromming, die bij de verlengde richting zon-komeet achterblijft. Mathematisch is deze gedaante gemakkelijk te verklaren als men FIG. 103. TWEE OPNAMEN, DRIE UUR NA ELKAAR, VAN DE KOMEET 1908 C (Foto Barnard, Yerkes sterrenwacht) DE KOMETEN EN METEOREN 335 aanneemt dat op eenigen afstand van de kern de deeltjes onder den invloed van de zonne-werking zelfstandige banen m1, m11 enz. (Fig. 104) gaan beschrijven. Verbindt men nu de plaatsen i, 2 enz., die de achtereenvolgens losgelaten deeltjes op hetzelfde oogenblik elk voor zich in hunne (hyperbolische) banen innemen, dan krijgt men het waargenomen staartbeloop. Evenzoo is de rookpluim van een zich voortbewegende locomotief de verbindingslijn der plaatsen, waar zich op één bepaald oogenblik de op verschillende tijdstippen verticaal omhoog gezonden rookdeeltjes bevinden. Kometenstaarten hebben niet altijd dezelfde kromming; ze zijn naar de onderzoekingen van Bredichin in drie hoofdtypen te onderscheiden. i°. lange, rechte staarten, welke uit stoffen moeten bestaan voor welke de afstootende werking 18 maal zoo groot is als de aantrekking der zon. 20. lichtgebogen staarten, waarvoor deze verhouding 0.5 tot 2.2 moet zijn. 3°. sterk gebogen staarten, voor welke ze 0.1 tot 0.3 moet zijn. Neemt men verder aan, dat de afstootende werking omgekeerd evenredig is met het moleculaire gewicht der stoffen, dan blijken deze theoretische beschouwingen werkelijk te voeren tot de waargenomen staartvormen, als het iste type gevormd wordt door waterstofgas, het 2de door koolstofverbindingen en lichte metalen, het 3de door zware metalen (ijzer, koper, zilver, goud). De aanwezigheid van deze stoffen is intusschen, zooals wij zagen, alleen voor het 2de, en in een enkel geval ook voor het 3de type spectroscopisch aangetoond; het iste type is voor dit onderzoek veel te lichtzwak, het 3 de type komt uiterst zelden voor. Zoo is over de theorie van Bredichin het laatste woord nog niet gesproken, temeer daar o.a. in enkele kometen van 1907 en 1908 veel grootere afstootende krachten werkzaam geweest 336 DE KOMETEN EN METEOREN moeten zijn dan Bredichin voor het iste type afleidt, en vele staartvormen der nieuwere kometen niet onder één van zijne typen blijken gerangschikt te kunnen worden. FIG. 104. VORMING VAN EEN'KOMETENSTAART De afstootende werking zelve heeft men jaren lang voor een electrische gehouden, tegenwoordig neemt men aan dat de drukking van het licht hierbij de hoofdrol vervult. Uit de moderne opvatting dat lichtopwekking een electro-magnetisch verschijnsel is, volgt dat een lichtstraal op elk voorwerp dat er door getroffen wordt eene drukking uitoefent die, behalve van den afstand, afhankelijk is van de oppervlakte van dat 336 DE KOMETEN EN METEOREN 337 voorwerp. Daar de aantrekking afhangt van zijn massa kan voor genoegzaam kleine deeltjes (deeltjes die in elk geval een kleinere doorsnede hebben dan 0.0015 mm.) de „lichtdruk" de aantrekking overwinnen, en daar het bestaan van dezen licht-, of stralingsdruk zoowel op vaste deeltjes als op gasmoleculen proefondervindelijk is aangetoond, is inderdaad de mogelijkheid niet uitgesloten dat daarin de hoofdoorzaak van de staartvorming gelegen is. Dat de gassen in den staart licht geven, zal intusschen toch waarschijnlijk aan een of ander electrisch of radio-actief proces geweten moeten worden. Men kan zich derhalve het wezen van een komeet ongeveer zóó voorstellen: een verspreide groep zeer kleine vaste deeltjes beweegt zich met groote snelheid in een langgerekte elliptische baan om de zon; nadert zij deze, dan ontwikkelen zich achtereenvolgens drie verschillende processen: a. een warmteproces, waardoor uit de vaste deeltjes gassen worden vrijgemaakt; b. een afstootingsproces door lichtdruk, waardoor de deeltjes worden gedreven in een richting die van de zon is afgewend; c. een lichtproces, waardoor deze weggedreven deeltjes zichtbaar worden. Dat een dergelijke voorstelling met geheel bevredigend is en in hare details zeer veel aanvulling behoeft, die nog niet gegeven kan worden, hgt voor de hand. Even weinig bevredigend is de gebruikelijke voorstelling omtrent den oorsprong der kometen. De zon beweegt zich (zie bldz. 377) met groote snelheid in de ruimte en het geheele zonnestelsel deelt deze beweging: het zou dus als het ware op zijn weg kometenstof kunnen ontmoeten, die zich in de interstellaire ruimte bevindt. Maar dan zou: 1°. de betrekkelijke snelheid bij het begin der attractie zoo groot zyn, dat bijna alle banen hyperbolen zouden worden (bldz. 322 regel 4 v. b.) en 20. de richting waarin de kometen zichtbaar worden bij voorkeur die zijn, waarin de zon zich voortbeweegt. Noch het eerie, noch het Sterrenkunde 23 337 338 DE KOMETEN EN METEOREN andere wordt echter waargenomen; alle uitkomsten van de z.g. „kometenstatistiek" wijzen er op dat er geen bezwaar is, aan te nemen dat aile kometenbanen öf elliptisch zijn öf even goed voor elliptisch als parabolisch gehouden kunnen worden en deze hemellichten dus „van huis uit" tot het zonnestelsel behooren en aan de beweging van de zon in de ruimte deelnemen. Het feit echter dat het zonnestelsel nagenoeg een plat vlak is en kometenbanen daarmede als regel groote hoeken maken, werkt op een verdere voorstellingswijze zeer belemmerend. Herhaaldelijk is de vraag gesteld of een komeet tengevolge van de boven beschreven processen langzamerhand „op" kan raken. Een dergelijke vraag moet eigenlijk in twee vragen gesplitst worden, i°. verliest een komeet op den duur niet het vermogen een staart te ontwikkelen? en 2°. kan door storingen de kop uiteen gerukt worden, en de komeet daardoor haar bestaan als zoodanig eindigen? Beide vragen moeten in bevestigenden zin beantwoord worden, de eerste om het zeer opmerkelijke feit dat geen enkele der kort-periodische kometen een staart vertoont. Door het telkens wederkeerende activiteitsproces moeten de inwendige gassen der kopdeeltjes langzaam maar zeker verloren gaan. De lang periodische kometen hebben in het algemeen een te klein aantal verschijningen gemaakt om behoorlijk bestudeerd te zijn; de eenige die hierop een uitzondering maakt is de beroemde komeet van Halley, de eerste waarvan de periodiciteit ontdekt is en waarvan reeds 26 min of meer nauwkeurig bestudeerde verschijningen zijn aangeteekend. Voor haar is er geen enkele aanwijzing van een vermindering van helderheid en staartvorming; zij werd in Mei 191 o o.a. in onze koloniën gezien met een staart die nagenoeg van de kim naar het zenith liep en zoo helder was als de bundel van een electrisch zoeklicht. Het is niet onmogelijk dat zij op haren langen .33.8.. DE KOMETEN EN METEOREN 339 weg naar de grenzen van het zonnestelsel telkens nieuwe huitroepen kan aanwerven. Ook de 2de vraag moet bevestigend beantwoord worden sedert Schiaparelli ontdekte dat de elk jaar geregeld op dezelfde data uit dezelfde richting komende vallende sterren beschouwd moeten worden als meteorenzwermen, die elliptische banen rond de zon beschrijven, welke met die van een reeds bekende komeet nagenoeg volkomen identiek zijn. Dit vereischt een eenigszins uitvoerige toelichtng. Wanneer men plotselng een lichtend punt aan den hemel ziet, dat zich, vaak met achterlating van een lichtende streep, snel verplaatst, dan noemt men dit verschijnsel het „verschietefi" of ,,valle n" van een ster. In werkelijkheid gebeurt er natuurlijk niets van dien aard; een klein, meestal zeer klein lichaam dringt met groote snelheid den dampkring der aarde binnen, geraakt daar door de sterke wrijving in gloeiing, en verdwijnt, hetzij door verbranding hetzij door verspreiding, vóór het de aardoppervlakte bereikt heeft. Treft zulk een lichaam wèl het aardoppervlak, dan spreekt men niet meer van een vallende ster of meteoor, maar van een meteoorsteen; deze is dan als regel vrij groot met een gewicht tot honderden Kilogrammen en het vuurverschijnsel vóór het bereiken der aarde is zeer intens. In dit stadium spreekt men van een vuurbol of bolide. Het is voornamelijk de kennis van de nagenoeg parabolische snelheden waarmede de vallende sterren zich bewegen, die geen twijfel overlaat aan hunnen kosmischen oorsprong. Van de drie met verschillende namen (meteoren, boliden meteoorsteenen) aangeduide verschijnselen waarvan nog altijd de identiteit niet met zekerheid is vastgesteld, zijn zij het meest veelvuldig; in eiken maanvrijen nacht kan men gemiddeld 3 of 4 vallende sterren per uur waarnemen, welk aantal echter na middernacht grooter is dan daar vóór, en in het najaar grooter dan in het voorjaar. Neemt men n.1. aan dat de ruimte, waarin de 34Q DE KOMETEN EN METEOREN aarde zich voortbeweegt, gelijkmatig met meteoren gevuld is, dan is de in de ecliptica gelegen voortbewegingsrichting der aarde als het ware een „bevoorrechte richting" van waaruit meteoren verwacht kunnen worden. Deze richting maakt om 6 uur 's morgens deel uit van het meridiaanvlak van den waarnemer en is dan dus voor dien dag zoo hoog mogelijk boven den horizon, waardoor theoretisch het dagelijksche maximum op dat uur te stellen is. Practisch valt het ongeveer te 3 uur 's nachts daar het aanbreken van de schemering meestal een later waarnemen belet. De jaarlijksche periode ontstaat doordat de meridiaanshoogte van de bevoorrechte richting op verschillende tijdstippen van het jaar verschillend is. Wij komen hierop in het volgende hoofdstuk nader terug; uit de op bldz. 347 gegeven tabel blijkt dat het jaarlijksche maximum in October valt. De waarneming van de dagelijksche en jaarlijksche periodiciteit der meteoren-verschijningen is eveneens een bewijs voor hunnen kosmischen oorsprong, daar zij niet zouden bestaan als men te doen had met dampkringsverschijnselen. Er zijn echter, afgescheiden van het jaarlijksche maximum, bijzondere tijdstippen in een jaar, waarop het aantal vallende sterren ver boven het gemiddelde stijgt; teekent men in die nachten hunne schijnbare banen op een hemelbol, d.w.z. verbindt men daarop door een grootcirkelboog de punten waar zij opvlammen en onzichtbaar worden, dan blijken al deze grootcirkelbogen, na verlengd te zijn, elkaar ongeveer in één punt te snijden. Dit bewijst dat deze meteoren zich bewegen in nagenoeg evenwijdige richtingen; immers deze worden aan de sfeer door een enkel punt vertegenwoordigd. Dit punt heet het radiatie (uitstralings-) punt of kortweg de radiant. Enkele van deze radianten hebben wij reeds in het Derde hoofdstuk bij de bespreking der sterrenbeelden leeren kennen; zooals daar reeds bleek, DE KOMETEN EN METEOREN 34I heeft men uit de namen der sterrenbeelden, waarin zich enkele van de meest werkzame radianten bevinden, namen afgeleid voor de uit die richting den dampkring binnensnellende meteorenzwermen. De voornaamste daarvan zijn in de onderstaande tabel opgenomen; ze zijn ontleend aan den radiantencatalogus van Denning, een Engelsch sterrenkundige, die zijn geheele leven gewijd heeft aan de theoretische en practische vraagstukken die zich met betrekking tot de meteoren en hunne banen voordoen. Radiant Datum Naam van R a S den zwerm Bijzonderheden Jan. 2-3 230° +53° Draconiden Snelle beweging, » -i „.n „ lange banen. April 20-22 271° +33° Lyriden Snelle beweging. t f' , o — 2° Aquariden Snelle beweging. Juli 28 339 —ll Aquariden Langzame bew., a „ lange banen. AU9' «"^ IZ +57Z Peelden Snelle beweging. Oct. 8-20 92° +15° Orioniden Snelle beweging. S°V- ^ + 22° L«°niden Snelle beweging. Nov. 17-23 25° +43° Andromediden Zeer langzame Dec. 10-12 108° +33° Geminiden Snel^b^wlging. korte banen. In November 1799 woonde Alex. von Humboldt in Zuid-Amerika een meteoren-regen uit den Leeuw bij, die ettelijke uren aanhield en waarbij de geheele hemel onafgebroken met lichtende strepen doortrokken was, en hij vernam van de bevolking dat in 1766 een dergelijk verschijnsel was waargenomen. Toen dit zich in 1833 herhaalde, werd het duidelijk dat men hier met een periodiek verschijnsel te doen had en dat de periode ongeveer 33 jaar bedraagt. Het schouwspel was in 1833 voor waarnemers in Noord-Amerika nagenoeg even schitte- 34.1 342 DE KOMETEN EN METEOREN rend als von Humboldt het beschreven had; in één enkelen nacht werden tusschen 9° en I2* I93 Leontden waargenomen, tusschen 12° en 2» 6900 en tusschen 2U en 5° ongeveer 1400. Een dergelijke meteorenstroom voor de iste helft van Augustus was reeds sedert eeuwen onder den naam van L a u r e n t i u s-s t r o o m (de tranen van den heiligen Laurentius) bekend. Van dezen zwerm, de Perseïden gelukte het Schiaparelli m 1866 uit de plaats van den radiant, en de als parabolisch aangenomen snelheid der meteoren, de elementen der baan af te leiden waarin zij zich bewegen. Deze bleek een zeer langgerekte ellips te zijn, waarvan het aphelium zich ver voorbij de Neptunusbaan bevindt en die in ongeveer 110 jaar doorloopen wordt; deze baan was nagenoeg identiek met die van een komeet, die vier jaar te voren was waargenomen, de komeet 1862 III Dit eene geval kon een toevallige overeenstemming zijn, maar toen Schiaparelli kort daarop ook de loopbaan der Leoniden berekende en de elementen daarvan dezelfde bleken te zijn als die van de C/rcnus-komeet 1866 I, kon aan een fysisch verband tusschen de beide soorten van hemellichten moeilijk meer getwijfeld worden. De Leoniden volgden het spoor der komeet en overschreden 10 maanden na deze de aardbaan. Het was duidelijk dat men hier met een ontledingsproces van den kometen-kop te doen had, zooals dat op bldz 337 beschreven werd; de komeet was, hetzij onder den invloed van de zon, hetzij onder dien van de aarde, misschien ook onder dien van beide, als het ware opgelost, gedisgregeerd zooals men het meestal noemt, en uit het feit dat elk jaar Perseïden en Leoniden worden waargenomen, mag worden afgeleid dat de geheele kometenbaan een ring van gemeenschappelijk reizende meteoren geworden is, welke niet overal dezelfde dichtheid heeft, zoodat de verschijningen nu eens meer, dan weer minder opvallend zijn en alleen bij het voor' bijtrekken van een zeer dicht gedeelte van den zwerm M2. DE KOMETEN EN METEOREN 343 het karakter van een vallende sterren-regen aannemen. Hoe gelijkmatiger de dichtheid van den ring, des te langer is waarschijnlijk het disgregeeringsproces werkzaam; den naam Laurentiusstroom komt men reeds in de Middeleeuwen tegen, en de t/ranus-komeet, die de Leoniden levert, werd waarschijnlijk reeds in 126 v. Chr. door de planeet waarnaar zij genoemd wordt, gevangen. De komeet zelve is intusschen alleen in 1866 waargenomen, toen de omstandigheden voor hare zichtbaarheid bijzonder gunstig waren; ongetwijfeld bestaat zij echter nog en is het ontledingsproces nog niet voltooid. De Perseïden-komeet kan eerst omstreeks 1985 terug verwacht worden. Na de bovengenoemde ontdekkingen zijn er meer dan 100 radianten bekend, waaruit men gemeend heeft gemeenschappelijke elementen van meteoren- en kometenbanen te kunnen afleidenx) ; een der oudste zwermen is die der Lyriden, welke reeds in Chineesche kronieken van 687 v. Chr. vermeld worden. Zes jaren na de ontdekking van Schiaparelli kon men zich van de waarheid van zijne beschouwingen met eigen oogen overtuigen; van eene door Biela in 1826 ontdekte Jupiter-komeet kon men in 1845 en 1852 een splitsing in tweeën waarnemen, en toen, nadat in 1859 en 1865 geen van deze deelen zichtbaar geweest was, de aarde in 1872 wederom de loopbaan der komeet kruiste, vertoonde zich geheel onverwachts een vallende sterren-regen, nog schitterender dan de Leoniden-verschijning van 1866. Deze meteorenzwerm, in de tabel dien der Andromediden genoemd, wordt naar den naam van den ontdekker van zijn komeet meestal dien der Bieliden genoemd. Een merkwaardigheid van dezen zwerm is de opvallend langzame schijnbare beweging, hierdoor veroorzaakt dat hij de aarde moet achterhalen en de waargenomen snelheid dus de wer- 1) Storingsinvloeden maken echter dat slechts de uitkomsten van een 10-tal als volkomen zeker te beschouwen zijn. .343 344 DE KOMETEN EN METEOREN kelijke snelheid van den zwerm is, verminderd met de snelheid der aarde. Gaat daarentegen de aarde een meteorenzwerm tegemoet, dan moet deze onzen dampkring binnentreden met een schijnbare snelheid die de som is der beide bovengenoemde snelheden. In hoeverre de op ongeregelde tijden waargenomen, de z.g. „wilde" meteoren, deel uitmaken van een zwerm, waarvan de aarde wellicht alleen de buitenste grens doorkruist, is moeilijk uit te maken. De meteoorsfeenen (die niet alleen gesteenten, maar veelal ook ijzer, nikkel e.a. bevatten) rekent men niet te behooren tot opgeloste kometen, maar men is eerder geneigd hen een zeker zelfstandig bestaan toe te schrijven, dat met de eene of andere kosmische ramp is aangevangen. XVI.HET LICHT VAN DEN DIERENRIEM EN HET OPPOSITIELICHT Reeds de Arabische sterrenkundigen kenden onder de ook in den Koran opgenomen benaming van: „valsche schemering" een zeer mat pyramide-vormig lichtverschijnsel, dat kort na het einde der avondschemering in het Westen, kort vóór den aanvang der ochtendschemering in het Oosten zichtbaar wordt. Eerst in 1630 werd op dit verschijnsel door Descartes en in 1659 door Childrey de aandacht der Europeesche waarnemers gevestigd, waarna het in 1683 door den Franschen sterrenkundige J. D. Cassini wetenschappelijk werd onderzocht. De as van deze lichtpyramide ligt ongeveer in de ecliptica, volgt dus den Dierenriem en daarom spreekt men van het licht van den Dierenriem of van het Zodiakaallicht. Uit de ligging van deze as volgt dadelijk, dat hoe schuiner sfeer de waarnemer aanschouwt, des te moeilijker het wordt deze lichtpyramide in haar vollen omvang en schoonheid te aanschouwen. De voorwaarden van zichtbaarheid worden immers bepaald door den hoek, dien de ecliptica met den horizon van den waarnemer maakt; hoe grooter deze hoek, hoe steiler rijst het zodiakaallicht omhoog en des te beter vertoont het zich. Bevindt de waarnemer zich aan den aequator (cp = o) dan beschrijft zijn zenith in den loop van een dag een cirkel met een straal van 900 (9o° ij Kleur Spectr. Ster Ha Po Po"Ha index (M. 391) m m m m a Aquilae 0.89 1.12 + 0.23 + 0.14 A5 a Aurigae 0.21 0.43 + .22 + 0.56 G 0 a Boötis 0.24 0.24 .00 + 1.00 K 0 a Canis minoris 0.48 0.72 + .24 + 0.42 F 5 a Cygni 1.33 1.59 + .26 + 0.06 A 2 «Geminorum 1.58 1.94 + .36 0.00 A0 0 Geminorum 1.21 1.51 + .30 + 1.00 K 0 a Leonis 1.34 1.73 + .39 — 0,05 B 8 a Lyrae 0.14 0.38' + .24 0.00 A 0 y Orionis 1.70 2.06 + .36 — 0.19 B 2 a Persei 1.90 2.16 + .26 + 0.42 F 5 a Tauri 1.06 1.15 + .09 + 1.18 K5 P Tauri 1.78 2.01 + .23 — 0.05 B 8 a Ursae maioris 1.95 2.04 + .09 + 1.00 K0 £ Ursae maioris 1.68 2.16 + .48 0.00 A 0 n Ursae maioris 1.91 2.26 + .35 — 0.17 B 3 zijn echter zeer moeilijk te verrichten, omdat het oog van den eenen waarnemer een geheel andere kleurgevoeligheid heeft dan dat van den anderen en een ander objectief de ster in een eenigszins andere kleur vertoont. Tot groote nauwkeurigheid geven dan ook dergelijke kleurschattingen geen aanleiding en een methode, om uit de kleur eener ster haar door een bepaalden waarnemer gemeten helderheid te corrigeeren, is nog niet gevonden. Op drie verschillende manieren, kan men de kleuren der sterren aangeven. De eerste daarvan rangschikt de sterren naar z.g. „kleurklassen," waarvan er meestal 7 of 8, en soms 10 of meer worden ingevoerd, en men duidt de kleur dan aan door een cijfer en de 362 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN letter c (color) evenals men de helderheid door een cijfer en de letter m aanduidt. Een bepaalde ster is dus bijv. 4m.2 en 5c-5. De beteekenis van de hier ingevoerde cijfers moet dan natuurlijk door ijking vastgesteld worden. De tweede methode bepaalt zich tot het aangeven I Po Omschrijving Osthoff Aantal W WIT 2.8 | l W+ Wit met een neiging tot geel ^ GW— Geelwit, maar dichter bij wit ) GW GEELWIT 3.7 [ 6324 GW+ Geelwit, maar dichter bij geel ) WG— Witgeel, maar dichter bij wit \ WG WITGEEL 5.7 [ 3762 WG+ Witgeel, maar dichter bij geel ; G— Geel met een zweem naar wit \ G GEEL 6.5 > 1841 G+ Geel met een zweem naar rood / RG— Roodgeel, maar dichter bij geel 98 RG ROODGEEL 7.1 86 RG+ Roodgeel, maar dichter bij rood 2 GR— Geelrood, maar dichter bij geel 5 GR GEELROOD 7.2 9 GR+ Geelrood, maar dichter bij rood 1 R— Rood, met een zweem naar geel 1 R ROOD 8.8 0 van bepaalde tinten door één of twee letters; zij is ingevoerd door Muller en Kempf bij het samenstellen van hunnen op bldz. 356 genoemden fotometrischen catalogus. Van alle daarin opgenomen sterren is tevens de kleur aangegeven. Wij geven in de bovenstaande overzichtstabel in de iste kolom de daartoe gebruikte letters en lettercombinaties, in de 2de kolom de omschrijving VERSCHILLENDE INDEELINGEN 363 daarvan, in de 3de de overeenkomstige waarden uit de kleurklasse van Osthoff en in de laatste de aantallen der sterren uit dezen catalogus voor welke de op denzelfden regel staande tinten genoteerd zijn. Voor de 3de methode zie bldz. 365. Het is eenigszins gelukt om met behulp van de aldus bepaalde kleuren de in Potsdam gemeten helderheid te herleiden op die van Harvard, daarbij aannemende dat de verschillen geheel een gevolg zijn van de kleur, en haar invloed weer van de helderheid afhangt. Het verschil is dus bijv. anders voor een geelroode ster 6m., dan voor een geelroode ster 2m. Op deze wijze kan men van een Potsdam-ster eenigszins nagaan hoe helder Pickering ze gemeten zou hebben. Maar de correctietabel geeft natuurlijk geen helderheden zwakker dan 7m-5 omdat de catalogus van Potsdam geen zwakkere sterren bevat, en wanneer men dus, omgekeerd als zooeven, een ster zwakker dan 7m.5 aan Pickering ontleend heeft en weten wil hoe helder deze in Potsdam gemeten zou zijn, dan tast men daaromtrent in het duister, want de kleur is onbekend en in de correctietabel komt de helderheid niet voor. Wel kan men dan de correctie om. 17 toepassen, die zooals wij zagen de gemiddelde waarde geeft, welke men uit de tabel voor alle kleuren en alle helderheden kan opmaken, maar hoeveel deze gemiddelde correctie in het onderhavige geval fout is, is vooral bij een zeer zwakke ster (bijv. 1 im.) eenvoudig niet te begrooten. Wij zijn hierbij wellicht eenigszins langer stil blijven staan dan voor een populaire bespreking noodig was, maar wij hebben dit opzettelijk gedaan, omdat de vraag naar een homogene fotometrische helderheidsschaal een van de meest dringende behoeften der moderne sterrenkunde is, omdat zij een belangrijk deel uitmaakt van de grondslagen waarop het groote probleem van den bouw van het zichtbare Heelal moet worden opgetrokken. Theoretisch is natuurlijk de kleur van een ster ook af te 364 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN leiden uit haar spectrum, maar daartoe zijn practisch de meeste sterrenspectra te zwak; intusschen is deze reeds op bldz. 146 met een enkel woord genoemde ,,spectraalfotometrische" methode reeds te Potsdam op een klein aantal (109) heldere sterren toegepast. De invoering der fotografische methoden heeft de zaken hoe langer hoe ingewikkelder gemaakt. Er zijn twee belangrijke methoden om uit de fotografische beelden der sterren tot hunne relatieve helderheid te besluiten; volgens de eerste meet men de middellijn van het op de plaat verschenen sterreschijfje, volgens de tweede zijn diepte. De eerst methode leent zich niet tot nauwkeurigheidsmetingen, vooreerst omdat de schijfjes geen scherpe begrenzing hebben, maar ook omdat door dampkringsinvloeden de uitkomsten van twee bij verschillenden luchttoestand verkregen opnamen niet zonder meer met elkander te vergelijken zijn. Dit laatste geldt ook voor de tweede methode, maar zij ondervangt het eerste bezwaar door de opnamen te verrichten met de fotografische plaat een weinig buiten het brandvlak van den kijker geplaatst; men krijgt dan groote, scherp begrensde ringen, als men het drijfwerk van den kijker in beweging heeft gesteld, en breede banden, als men het heeft laten stilstaan, en men heeft nu slechts de doorzichtigheid der plaat ter plaatse van eiken ring of band te beoordeelen. Hiertoe is een bepaald instrument uitgedacht, waarin de te onderzoeken plaat vergeleken kan worden met eene waarop een willekeurige ,.vergelijkingsster" bij verschillende belichtingstijden in beeld is gebracht. Beide methoden vereischen dus, en ziedaar een eerste moeilijkheid, de theoretische kennis van het verband tusschen helderheid en belichtingstijd. Dit zou zoo eenvoudig mogelijk zijn indien de lichtsterkte (intensiteit'/) d.i. hier de middellijn van het sterreschijfje, in dezelfde reden toeneemt als de belichtingstijd (t) vergroot wordt. Dit is echter niet het geval; de afwijkingen van de een- VERSCHILLENDE INDEELINGEN 365 voudige wet i.X f = constant zijn vrij groot en grillig, daar zij afhangen van de gevoeligheid der plaat. Ze zijn dus verschillend voor de verschillende soorten van platen en bovendien voor platen van dezelfde soort die op hetzelfde tijdstip vervaardigd, maar op verschillende tijdstippen belicht zijn. Fotografisch-fotometrisch werk als hier beschreven, is uit den aard der zaak relatief; wat men meet zijn verhoudingen der intensiteiten en als men deze wil herleiden tot grootteklassen en niet een afzonderlijk onafhankelijk begrip „fotografische grootteklasse" wil invoeren, moet men de metingen herleiden op het visueele begrip grootteklasse. Ook dit is niet gemakkelijk; immers de kleurgevoeligheid van het oog en die van de fotografische plaat liggen in verschillende deelen van het spectrum en de uitkomsten van deze beide kunnen dus alleen voor witte sterren overeenstemmen; hoe rooder een ster, des te grooter wordt het verschil, dat tot meer dan twee grootteklassen kan aangroeien. Maar omgekeerd heeft men hierin een voortreffelijk middel om de kleur der sterren te bepalen. Maakt men n.1. een opname op een kleurgevoelige plaat, waarvoor een geelfilter geplaatst is dan krijgt men beelden die geacht kunnen worden de met het menschelijke oog waargenomen helderheid weer te geven. Deze helderheid noemt men de ,,foto-visueele"; trekt men ze af van die welke men gemeten heeft op een gewone fotografische plaat, dan verkrijgt men den „kleur-index" der sterren. Hij is voor blauwe sterren negatief, maar zelden grooter dan — om.4, voor witte sterren nul en voor roode sterren positief en gemiddeld ongeveer 4- 2m.o; de tabel op blz. 361 geeft den kleurindex van de daarin opgenomen sterren. Ook kan men een opname maken op een kleurgevoelige plaat zonder filter en onderzoeken in welke mate men den belichtingstijd had moeten vergrooten om beelden te krijgen even groot (dus even helder) als de 366 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN kleurgevoelige plaat met filter ze levert. Deze „belichtingsverhouding" is weder een maat voor de kleur. De kleur van een ster kan ten slotte ook gevonden worden uit de z.g. „werkzaamste golflengte" van het door haar uitgezonden licht. Wanneer men vóór het objectief van een kijker een raam met, op tamelijk grooten afstand van elkander gespannen, draden (tralies) aanbrengt, dan verschijnt er in het brandvlak van den kijker, behalve het beeld der ster, een aantal symmetrisch daarnaast liggende, buigingsspectra, waarvan de dichtstbijzijnde zóó weinig als spectrum te herkennen zijn, dat men hun plaats bijna met dezelfde nauwkeurigheid kan uitmeten als die van een ster. Hoe rooder een ster, des te verder is dit „opeengedrongen" eerste spectrum van het centrale beeld der ster verwijderd; immers rood licht wordt het sterkst gebogen. Omgekeerd geeft een meting van dezen afstand dus een aanwijzing voor het meest intensieve deel van het spectrum, d i. van de kleur der ster. Plaatsbepalingen en helderheidsmetingen van sterren voeren als vanzelf tot sterrencatalogi en sterrenkaarten. De catalogi worden onderscheiden in overzichtsen nauwkeurigheids-catalogi. Van de overzichtscatalogi noemen wij allereerst de z.g. Bonner Durchmusterung, geldende voor den aanvang van het jaar 1855, die in 4 deelen en 64 kaarten met behulp van een kleinen kijker aan de sterrenwacht te Bonn in het midden der 19de eeuw door Argelander, Krüger en Schönfeld is samengesteld en op geen enkele sterrenwacht ontbreekt, omdat zij als het ware de klapper is op alle andere catalogi. De Bonner Durchmusterung is noch wat de sterrenplaatsen, noch wat de sterrenhelderheden betreft, nauwkeurigheidswerk, maar daar zij alle sterren tusschen + 90° en — 23° declinatie bevat, die helderder zijn dan 9m en nog vele die zwakker zijn (te zamen ongeveer 460.000) heeft zij, bij gebrek aan beter, uitstekende diensten voor de z.g. „stellaire statis- VERSCHILLENDE INDEELINGEN 367 tiek" bewezen, en zij vormt sedert haar ontstaan, door de practische en overzichtelijke samenstelling het A.B.C. van eiken waarnemer. De indeeling naar volle graden declinatie maakt het gemakkelijk alle sterren te benoemen, daar het natuurlijk ondoenlijk is de sterren naar de oudere methode, door letters te blijven aangeven; de aanduiding van een ster als B. D. 4- 33° 23591) is voor eiken sterrenkundige, van welken landaard ook, begrijpelijk. Het werk van Argelander is voor een deel van den Zuidelijken hemel vervolgd door de Cordoba —, voor een ander deel door de Cape — Durchmusterung. De laatste, geldende voor den aanvang van het jaar 1875, is de eerste fotografische catalogus, ten behoeve waarvan de 2400 platen, door Gill van 1885 tot 1889 aan de sterrenwacht te Kaapstad opgenomen, door Kapteijn te Groningen zijn uitgemeten, een arbeid die hem 10 jaar heeft bezig gehouden. Deze catalogus bevat ongeveer 455000 sterren tusschen è — — 19° en d = — 90° en geeft de door meting van de middellijnen der sterreschijfjes gevonden fotografische helderheden in tiende deelen eener grootteklasse; hij staat uit den* aard der zaak op een veel hooger peil van nauwkeurigheid dan de Durchmusterung van Argelander c.s Van de nauu^eungr/zeidscatalogi willen wij de twee grootste en voornaamste noemen. 1. De „Stecnkatalog der Astronomischen Gesellschaft," in het kort aangeduid als de A. G. catalogus. Hij bevat in 19 deelen nauwkeurige, met een meridiaancirkel bepaalde plaatsen van alle sterren tot en met de 9m.o, die in de B. D. zijn opgenomen; dit zijn er ongeveer 130.000. Zestien sterrenwachten, waaronder die te Leiden, hebben sedert 1869 aan dezen omvangrijken arbeid deelgenomen; de catalogus A. G. Leiden is door Wilterdink bewerkt en in 1902 gereed gekomen. *) no. 2359 van de zóne <5 = + 33°. 368 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN De rechte klimming a is nu gegeven in os.oi, d in o".i en naast beide zijn in twee kolommen nauwkeurig berekende gegevens verstrekt om op een aan den catalogus ontleende sterreplaats de praecessie (bldz. 24) toe te passen, waardoor de voor den aanvang van 1875 of 1900 geldende plaats herleid kan worden op den aanvang van elk ander jaar. In de laatste kolom is voor elke ster haar B.D.-naam vermeld, waardoor de beteekenis van deze Durchmusterung als „klapper" op andere catalogi duidelijk uitkomt. 2. De „Cflrfe du Ctel," algemeen met den Franschen naam aangeduid, omdat de congressen waarop deze onderneming besproken en geregeld is, alle te Parijs zijn bijeengekomen. De bedoeling, die men met dezen magistralen arbeid heeft, is door samenwerking van verschillende sterrenwachten in het bezit te geraken van 1 0 een fotografischen nauwkeurigheidscatalogus van alle sterren tot en met de iim.o; dit zijn er 3 a 4 millioen, en 20 een fotografischen atlas in 22054 bladen, bevattende alle sterren tot en met de i4m.o; dit zijn er ongeveer 20 millioen. Na alles wat over de fotografische en fotometrische «methoden en hare moeilijkheden gezegd is, zal het geen betoog behoeven dat deze opgave gemakkelijker gesteld dan opgelost kan worden. Een achttiental sterrenwachten over de geheele aardoppervlakte verspreid, hebben sedert 1892 elk een deel van het werk onderhanden gehad; een groot gedeelte van dezen arbeid is voltooid. Deze sterrenwachten zijn daartoe alle van hetzelfde instrument voorzien, n.1. van den reeds op bldz. 126 beschreven fotografischen refractor van d = 34 cm. ƒ = 340 cm. Dit is de eerste stap, noodig om te geraken tot een homogene uitkomst; om dit zoo volledig mogelijk te bereiken moet men bovendien, geleid door theoretische en practische overwegingen, een zeer groot aantal technische moeilijkheden overwinnen, die de beschikbare ruimte ons niet toelaat hier te ontvouwen. De lezer zal echter geen moeite hebben zich in te denken in den omvang en VERSCHILLENDE INDEELINGEN 369 den ernst van de hier besproken onderneming; wil het resultaat er werkelijk zóó uitzien alsof het door één waarnemer met één instrument, onder dezelfde gemiddelde klimaatsomstandigheden, tot stand gebracht is, dan moeten het vaststellen van belichtingstijden, het uitmeten der sterreplaatsen, het bepalen der helderheden, de aansluiting aan reeds bestaande catalogi enz. even zoovele problemen vertegenwoordigen, die deels voorzien, deels uit voorloopige proeven doorgrond moeten worden, en wie hierover meer wil weten leze het boeiend geschreven werkje „The great star map" van H. H. Turner,x) waarin hij de voorgeschiedenis, de besprekingen en plannen en de groote waarde van deze ,,Carte du Ciel" op bevattelijke wijze uiteengezet zal vinden. B. Afstand. Evenals voor de leden, van het zonnestelsel wordt de afstand der sterren bepaald door hare „parallaxis"; terwijl echter voor de eerste de straal der aarde daartoe de grondslag vormde en hun parallaxis de hoek is die aan het hemellicht dezen straal onderspant, is voor de laatste een veel langere basis noodig teneinde voor de parallaxis een bedrag te krijgen, dat tenminste ongeveer van dezelfde orde is als de met onze meetwerktuigen bereikbare nauwkeurigheid. Men heeft daarvoor gekozen de langste basis waarover een waarnemer op aarde beschikken kan, n.1. den straal van hare loopbaan; de parallaxis der sterren is dus het halve verschil in de richtingen Aarde-Ster voor twee plaatsen der aarde die een half jaar uiteen liggen. 2) Zelfs deze basis is te klein; voor verreweg de meeste sterren gaat n. 1. ook bij haar de parallaxis schuil in de onvermijdelijke fouten der waarneming. Het aantal behoorlijk verantwoorde, langs directen weg gemeten sterre-parallaxen bepaalt zich dan *) Uitg. J Murray, London. 2) De excentriciteit der aardbaan kan hierbij buiten beschouwing blijven. Sterrenkunde 25 370 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN ook tot enkele weinige honderden en voor alle andere moet men trachten ze op de een of andere indirecte wijze af te leiden. Dit beteekent dat de afstanden der sterren zeer onnauwkeurig bekend zijn, en voorloopig zullen blijven; een nog langere basis is niet verkrijgbaar, daar de waarnemer daarvan deel uit moet maken en men dus tot de afmetingen der aardbaan beperkt blijft1) en een uitzicht op nauwkeuriger methoden en instrumenten heeft zich nog niet voorgedaan. Zelfs van de dichtstbij zijnde sterren is de parallaxis een zóó kleine hoek, dat zij vóór de invoering der micrometers (bldz. 123) aan groote kijkers onmogelijk bepaald kon worden. Door hiermede op tijdstippen, die 6 maanden uiteen liggen, den schijnbaren afstand uit te meten van twee sterren, die wel te zamen in het veld van den kijker zichtbaar zijn, maar waarvan men vermoedt dat ze zich op zeer verschillende afstanden van ons bevinden, kan men, zooals wij dit reeds op bldz. 142 bespraken, tot het vaststellen van een geringe plaatsverandering der dichtst bij zijnde ster komen. Een dergelijk vermoeden kan op twee verschillende feiten gegrond worden; vooreerst kan men aannemen dat gemiddeld de heldere sterren dichter bij zijn dan de zwakkere en ten tweede kan men hetzelfde veronderstellen van een ster, die een betrekkelijk groote jaarlijksche eigen beweging (E. B.) bezit.2) Deze overwegingen hebben inderdaad geleid tot de eerste parallaxismetingen van Bessel en Struve omstreeks 1837. Bessel koos een ster met groote E. B. (61 Cygni), Struve een ster van groote helderheid (Wega) en van beiden werden de pogingen met goeden uitslag bekroond; de parallaxis van 61 Cygni bleek te zijn o".35, die van Wega o.".26, welke laatste waarde intusschen veel te groot was. Tegelijkertijd trachtten Henderson en Maclear ï) Wanneer dc beweging van de zon in de ruimte (bldz. 377) eenmaal goed bekend zal zijn, vervalt deze beperking. *) Hierover wordt onder C (bldz. 376) afzonderlijk gehandeld. 3.7°.. VERSCHILLENDE INDEELINGEN 371 aan de Kaapsche sterrenwacht de parallaxis eener ster te vinden, door geruimen tijd achtereen hare absolute plaatsen aan den hemel met een meridiaan-cirkel te bepalen; wij zagen op bldz. 22 hoe dan in den loop van een jaar de gemeten plaatsen gelegen zijn op den omtrek van een zeer kleine ellips, te kleiner naarmate de ster op grooteren afstand staat. Zij kozen hiervoor de heldere ster a Centauci, die een zeer groote parallaxis (o."76) bleek te bezitten, een waarde die ook thans nog door geen andere wordt overtroffen.x) De beide boven behandelde methoden worden ook thans nog algemeen toegepast, de eerste, de relatieve, het meest, de tweede, de absolute, minder veelvuldig. De parallaxen der heldere sterren zijn thans alle gemeten; daarbij is gebleken dat groote helderheid en geringe afstand niet samen gaan, zooals uit de volgende tabel ten duidelijkst blijkt. De daarin opgenomen sterren zijn (zie de tabel op bldz. 361) de helderste van den hemel, en toch blijken de parallaxen n daarvan, ontleend aan de beste gegevens daarover, zeer verschillend te zijn. Een groote E. B. is een eenigszins beter criterium dan groote helderheid, maar ook hier is een algemeene regel niet uitgesproken; Arcturus bijv. heeft, behalve een zeer groote helderheid, ook een groote E. B. en toch geen opvallend groote parallaxis. De langs bovenstaanden weg direct gemeten afstanden bepalen zich natuurlijk slechts tot een zeer gering aantal sterren; een zeer veel grooteren oogst verkrijgt men door het uitmeten van fotografische platen naar in het bijzonder voor dit doel verrichte opnamen, waaraan, het is reeds vroeger (bldz. 154) gezegd, de allerhoogste eischen gesteld moeten worden. Een zeer vernuftige methode, welke aan de sterrenwacht te Green- *) Voüte vond in 1917 dat een zwakke ster op meer dan 2 graden afstand van a Centauri dezelfde beweging en dezelfde parallaxis heeft als deze. en dus als haar begeleidster kan worden opgevat. 372 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN wich toegepast wordt, is die van Kapteijn, volgens Welke de plaat na de eerste opname onontwikkeld bewaard wordt en zes maanden later opnieuw, thans een gering bedrag verschoven, aan het licht der sterren wordt blootgesteld. Wordt hierna de plaat wederom zonder ontwikkelen opgeborgen en een jaar na de iste opname nog eens belicht en dan ontwikkeld, dan zijn er van elke ster drie beelden zichtbaar, waarvan de nos. i en 3 kunnen leiden tot het vinden der E. B. (immers twee sterreplaatsen, die een jaar na elkaar gemeten zijn, kunnen geen parallactische verschuiving vertoonen) en de nos. 1 en 2; 2 en 3 tot het vinden der parallaxis, waarbij nu met de gevonden E. B. rekening gehouden kan worden. Ster Eigen naam ~ Violet FIG. 107. RADIALE SNELHEID VAN DE SPECTROSCOPISCHE DUBBELSTER a DRACONIS. HELDERHEID 3m.3 (Uit: The Astrophysical Journal XXIII) Boven: de ster nadert de aarde met een snelheid van 41 K.M. per sec.; lijnverschuiving naar violet. Onder: de ster verwijdert zich van de aarde met een snelheid van 24 K.M. per sec; lijnverschuiving naar rood. Het vergelijkingsspectrum is (evenals in Fig. 109) dat van titanium. 382 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN — 31 -f- 19 = — 12 KM en + 6 — 19 = —13 KM, Op de aldus verkregen radiale E. B. der ster ten opzichte van de in rust onderstelde zon, moet nu nog de onder 1 behandelde snelheid van het zonnestelsel worden toegepast om de absolute radiale E. B. der ster te krijgen; het bedrag van deze correctie hangt af van het verschil in de richtingen Zon-Ster en Zon-Apex en is nul wanneer deze richtingen loodrecht op elkaar staan. Daar echter de snelheid van het zonnestelsel, zooals wij zagen, slecht bekend is, de aan te brengen correcties derhalve onnauwkeurig zijn, en de werkelijke bewegingen der sterren toch niet afgeleid kunnen worden wanneer niet beide componenten bekend zijn, geeft men er de voorkeur aan de radiale snelheden der sterren altijd ten opzichte van de zon te geven. Hetzelfde geldt voor den onder 3 te behandelen tweeden component. Wij geven in de onderstaande tabel, ontleend aan den catalogus van Voüte *), de radiale snelheden van dezelfde sterren, waarvoor op bldz. 372 de parallaxis gegeven is. Ster Ei9en V naam et Centauri + 22 et Canis maioris Sirius — 8 cc Canis minoris Procyon — 4 et Aquilae Altair — 33 et Piscis austr. Fomalhaut + 7 et Lyrae Wega — 14 fi Geminorum Pollux + 4 a Aurigae . Capella + 30 et Geminorum Castor + 6 a Boötis Arcturus — 5 et Tauri Aldebaran + 54 et Scorpii Antares - 3 et Orionis Betelgeuze + 21 et Argus Canopus + 20 et Virginis Spica + 2 *) J. Voüte, First catalogue of radial velocities; Natuurkundig Tijdschrift voor Ned.-Indië, Deel 8c. 382 VERSCHILLENDE INDEELINGEN 383 Uit deze tabel blijkt dat de snelheid der zon, vergeleken bij die van andere sterren, niet bijzonder groot of opvallend klein is; de grootste radiale snelheid is gemeten bij een ster van den Zuidelijken hemel; ze bedraagt 242 KM./sec. De hier besproken radiale snelheden zijn binnen de fouten der waarneming gedurende langen tijd als constant te beschouwen; zijn ze dit niet, dan bewijst dit dat de verschuiving der spectraallijnen nog aan een andere beweging te wijten is dan aan de eigenlijke ruimtebeweging der ster. Het licht dat in den spectroscoop onderzocht wordt is dan niet afkomstig van één enkele ster, maar van een stelsell van hemellichten, waarin bewegingen plaats hebben, die een periodieke verandering der gemeten verschuivingen veroorzaken op dezelfde wijze als de beweging der aarde rond de zon dit doet. In het Achttiende hoofdstuk komen wij hierop nader terug. 3. De schijnbare E. B. der sterren. De beweging der sterren loodrecht op de gezichtslijn, de op de sfeer geprojecteerde werkelijke E. B. kan visueel en fotografisch worden gevonden. Visueel is er slechts ééne, reeds boven genoemde methode, n.1. de onderlinge vergelijking van sterrencatalogi of sterrenplaatsen, die op ver uiteenliggende tijdstippen vervaardigd of verkregen zijn; in tegenstelling met den sub. 2. behandelden, kan deze component der werkelijke E. B. niet als een snelheid gegeven worden; tenzij tevens de afstand der ster bekend is, met behulp waarvan men de gemeten boogmaat kan omzetten in lineaire maat. De schijnbare E. B. der sterren is zéér gering, zoo gering dat men ze na honderden jaren nog niet met het bloote oog kan bemerken; men geeft ze gewoonlijk in boogseconden per jaar en spreekt daarom meestal, met weglating van het woord schijnbaar, van ,,de jaar- 384 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN lijksche E. B. der sterren." Bij hét afleiden daarvan doet zich het gemis aan nauwkeurigheidscatalogi uit Vroegere eeuwen ten zeerste gevoelen; de eerste die als zoodanig waarde heeft is die van Bradley (1692— 1762). Hij bevat ongeveer 3200 sterren en kwam omstreeks 1755 gereed. Naarmate de catalogi uitgebreider en nauwkeuriger werden, kon ook het aantal goed bekende E. B. vergroot worden, zoodat Boss in staat was in 1910 een catalogus te geven, die de jaarlijksche E. B. van 6188 sterren bevat. Ook uit eene bestudeering van fotografische platen kan men de jaarlijksche E. B. der sterren leeren kennen; de methoden die daarbij gebruikt worden zijn de volgende : a. de absolute methode; men meet twee fotografische opnamen uit van dezelfde hemelstreek, maar met een groote tijdsruimte daartusschen verkregen, en vergelijkt de afgeleide sterreplaatsen. b. de relatieve methode; men fotografeert op verschillende tijdstippen telkens dezelfde hemelstreek, desnoods (Fig. 108) op dezelfde plaat, en leidt door een bepaalde rekenmethode de E. B. der sterren af uit de onderlinge plaatsen der sterren op de verschillende opnamen. Welke methode men ook voor het afleiden van eigen bewegingen aanwendt, altijd vindt men een zeer klein bedrag, een bedrag dat slechts zelden grooter is dan t". De grootste waarden zijn 9".8, 10".3 en 8".7 (Fig. 108) en slechts 48 sterren hebben een E. B. grooter dan i"-5. Van een paar sterren met zeer groote E. B. heeft men ook de radiale snelheden en de parallaxen gemeten en daarmede de werkelijke^.. B. kunnen afleiden. Deze bleken te zijn 260 en 275 KM. per sec. Dit zijn snelheden waarbij de snelheid der zon geheel in het niet valt, maar het zijn, zooals wij zeiden, uitzonderingsgevallen. Wij brengen hierbij in herinnering dat zelfs een schijnbare E. B. als hier wordt waargenomen, n.1. 8".7, op een foto- VERSCHILLENDE INDEELINGEN 385 grafische plaat nauwelijks met het bloote oog te zien is; zij beteekent in het brandvlak van den Yerkesrefractor een jaarlijksche verschuiving van 0.7 mm.! De hier besproken eigen bewegingen zijn binnen de fouten der waarneming grootcirkelbogen; waar men een duidelijke afwijking hiervan waarneemt, kan men, Fig. 108. STER MET GROOTE JAARLIJKSCHE E. B. (8".7) ONTDEKT DOOR KAPTEYN De opnamen liggen drie jaar uiteen; de oriënteering der beelden is alleen voor de door de pijl aangeduide ster zeer sterk veranderd. evenals bij de veranderlijke radiale snelheden, aannemen dat de ster geen enkelvoudige is. Ook hierop komen wij in het Achttiende Hoofdstuk nader terug. 4. De werkelijke E. B. der sterren. Uit het bovenstaande blijkt voldoende, dat de werkelijke beweging der sterren niet bekend kan worden Sterrenkunde 26 386 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN tenzij men kent: a. de radiale snelheid, b. de jaarlijksche E. B., c. de parallaxis. Voor zéér weinig sterren is aan deze eischen voldaan; twéé uitzonderingsgevallen noemden wij reeds en er zijn er meer, maar veel grooter kan hun aantal voorloopig niet worden, daar de spectra der zwakkere sterren niet op radiale snelheden onderzocht kunnen worden. Het lijkt derhalve hopeloos, vaste grondslagen te vinden voor den opzet van het vraagstuk van de samenstelling van het sterrenstelsel en de wetten die het beheerschen; immers een eerste vereischte daartoe is de nauwkeurige kennis van de helderheid, den afstand, de beweging en den ontwikkelingsgang van een zoo groot mogelijk aantal sterren en van deze vier zijn er drie moeilijk, de vierde echter, de beweging, vooreerst niet te verkrijgen. Daarom heeft men door den nood gedwongen, de sterrenstatistiek nagenoeg uitsluitend uit de schijnbare eigen bewegingen opgebouwd. Een uitzondering kan alleen dan gemaakt worden, als de beide componenten bekend zijn en het is inderdaad gelukt een enkele belangrijke ontdekking te doen, waaraan de werkelijke E. B. der sterren ten grondslag ligt. Die ontdekking was een gevolg van de vraag of er in het Heelal sterren zijn, die hoewel zich bewegende op afstanden van ettelijke lichtjaren, toch bijeen hooren, een gemeenschap vormen met één doel. Voor een eerste onderzoek in deze richting is men aangewezen op de sterren die hetzij door een bijzondere groepeering, hetzij door een opvallende overeenkomst in één of meer der bovengenoemde vier elementen daarvan allereerst verdacht mogen worden. Inderdaad is men hierbij tot uitkomsten geraakt, die ten zeerste de aandacht trekken. Van de Pleiaden, van een grootere sterrengroepeering in den Stier, van de groepeering van 5 der heldere sterren van den Grooten Beer, is men nagenoeg zeker dat zij bijeen hooren. Voor de laatste groepeering zijn de uitkomsten het meest overtuigend, omdat hare sterren helder genoeg zijn om VERSCHILLENDE INDEELINGEN 387 op radiale snelheid onderzocht te worden. Ludendorff heeft dit stelsel aan een nauwgezette bestudeering onderworpen en gevonden dat werkelijk deze sterren een even groote en gelijkgerichte beweging hebben, met een snelheid van 19 KM./sec, naar een punt aan de sfeer dat a = 309°, d = — 42° heeft. Deze ontdekking wordt nog belangrijker, nu Hertzsprung aangetoond heeft dat nog vier sterren, op zeer verschillende punten aan de sfeer geplaatst, naar alle waarschijnlijkheid, en drie andere stellig, leden van deze zelfde gemeenschap zijn. Deze laatste zijn a Coronae, S Aurigae en Sirius. Een uitgebreid veld voor nieuwe ontdekkingen ligt hier nog braak. De resultaten voor de groepeering in den Stier (waartoe ook een aantal der Hyaden behooren) zijn nog niet zoo overtuigd, daar men slechts van enkele sterren de E. B. heeft kunnen meten; hier loopen echter van niet minder dan 41 sterren de schijnbare E. B. nagenoeg naar hetzelfde punt aan de sfeer en hebben hetzelfde bedrag, en dit kan bezwaarlijk aan het toeval te wijten zijn. Deze groepeering neemt thans aan den hemel een ruimte van 344 vierkante graden in, maar ze verwijdert zich van het zonnestelsel; hare schijnbare oppervlakte wordt dus steeds kleiner en na 65 millioen jaren kan ze het luttele bedrag van 20' bereikt hebben. De wijdvertakte groepeering is dan een z.g. „compacte sterrenhoop" geworden. De ontdekking van dergelijke groepeeringen van te zamen blijvende sterren, van „migrating stars" zooals Turner ze gedoopt heeft, is, daar ze grootendeels gegrond is op de werkelijke bewegingen der sterren, als een gedocumenteerd feit te beschouwen. Om zich een denkbeeld te kunnen vormen over den bouw van het sterrenstelsel, moet men echter ruimere, zij het dan minder nauwkeurige wegen inslaan; daartoe heeft men ingezien dat men even goed één der componenten der E. B. gebruiken kan, mits men dezen beschouwt van 388 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN een zéér groot aantal sterren; naarmate dit aantal grooter wordt, zullen de uitkomsten minder gaan afwijken van, of zooals men het noemt convergeeren tot die welke men verkrijgen zou indien men de beide componenten in de rekening betrokken had. Alle statistische onderzoekingen der laatste jaren, waaraan de namen van Kapteijn en van Rhijn zoo nauw verbonden zijn, hebben dan ook tot grondslag de schijnbare (jaarlijksche) eigen bewegingen, niet de werkelijke; één van de hier bedoelde ontdekkingen is die van de sterrenstroomen. 5. De Sterrenstroomen. Een bestudeering van 2400 eigen bewegingen leerde Kapteijn in 1904 dat de onderstelling, die (zie bldz. 378) aan de berekening van den Apex der zonsbeweging ten grondslag was gelegd, onjuist was, hetgeen vóór hem wel door anderen was opgemerkt, doch waarvan zij de oorzaak niet hadden opgespoord. Die onderstelling luidde dat de E. B. der sterren willekeurig verdeeld waren, dat men dus a priori alle richtingen met dezelfde kans op succes voorspellen kan, en als dit vermoeden juist is, dan moet de bestudeering van zeer vele E. B. ten opzichte van een in rust gedacht zonnestelsel tot uitkomst geven, dat er daaronder ééne bevoorrechte richting is, n.1. die welke tegengesteld is aan de richting waarin de zon zich beweegt, de richting dus naar den Anti-apex. Dit bleek echter niet het geval te zijn; bij de 2400 bewegingen werden twee bevoorrechte richtingen opgemerkt, waarvan er eene nagenoeg naar den Anti-apex loopt, de andere echter naar een geheel ander punt aan de sfeer. De waarde van wat hier een bevoorrechte richting genoemd is, moge met een enkel woord Verduidelijkt worden: oppervlakkig beschouwd, zijn onder de 2400 bewegingen alle richtingen vertegenwoordigd, maar men kan aan het oppervlakkig oordeel ontkomen door zich een mathematisch crite- VERSCHILLENDE INDEELINGEN 389 rium te stellen. Zijn werkelijk alle richtingen even waarschijnlijk en kiest men er daarvan ééne uit, dan kan men verwachten dat er een zeker aantal een hoek van b.v. 2° daarmede maken, een gelijk aantal een hoek van 40 enz. Er is geen enkele reden waarom die aantallen van elkaar zullen verschillen; maar als men een richting kan uitkiezen zóó, dat een zeer groot aantal richtingen er een kleinen hoek mede maken en grootere hoeken telkens door een kleiner aantal richtingen vertegenwoordigd worden, dan heeft men het recht te zeggen dat er voor die gekozen richting een „voorkeur" blijkt te bestaan. Bij het onderzoek van Kapteijn bleken er, zöoals gezegd, twee van dergelijke richtingen te zijn; ze zijn later meer dan eens door andere onderzoekers afgeleid, en de uitkomst is voor de eerste der genoemde richtingen bijna altijd dezelfde gebleken. Voor de tweede richting echter loopen de resultaten nogal uiteen; ook hierbij ontkomt men niet aan de bezwaren die eiken statistischen arbeid bemoeilijken: de uitkomsten zijn iri hooge mate afhankelijk van het gekozen materiaal en de wijze waarop het verwerkt wordt. Sedert de ontdekking van Kapteijn spreekt men van de twee sterrenstroomen van het Heelal; hoewel minder gedocumenteerd dan de „migrating stars" vormen zij toch een belangrijke grondslag om stap voor stap in het moeilijke probleem voorwaarts te schrijden. D. Spectrum. Terwijl eene indeeling der sterren naar hunne afstanden en bewegingen in de eerste plaats dienstig moet zijn voor het algemeen, heeft de te bespreken indeeling tevens in hooge mate waarde voor de enkelingen, want al is nog altijd niet de lijn zuiver vastgelegd die het uiterlijk van een sterrespectrum bindt aan het stadium van hare ontwikkeling, zoo is het toch niet aan twijfel onderhevig, dat in de spectra de ontwikkelingsgeschie- 39© HET STERRENSTELSEL IN ZIJN denis is neergelegd en dat te eeniger tijd geen duistere punten daarin het schrijven van die geschiedenis zullen bemoeilijken. Het was Secchi, die in 1867 inzag, dat de grondslag voor dezen tak van astrofysisch onderzoek een, zij het dan ook grove, verdeeling der bestudeerde spectra in bepaalde groepen moest zijn en de indeeling in spectraalklassen, welke hij daarbij aan de astronomen heeft voorgelegd, heeft tot het begin der 20ste eeuw de door hem gewenschte grondslag uitgemaakt; niet het minst omdat zij dadelijk een aannemelijk verband legde tusschen het spectrum en de kleur eener ster en dus indirect tusschen het spectrum en het stadium van ontwikkeling. Zijne indeeling in 4 klassen was in hoofdzaak de volgende: iste type: de witte en blauwe sterren, zooals Wega, Sirius, Altaïr en Procyon; het spectrum kenmerkt zich door krachtige absorptielijnen van waterstof en het nagenoeg volkomen ontbreken van metaallijnen. 2de type: de gele sterren, zooals de Poolster, Arcturus, Capella, Aldebaran en de Zon; het spectrum is nagenoeg identiek met dat der zon, d.w.z. doortrokken met ontelbare fijne metaallijnen. 3de type: de oranje en roode sterren, zooals Betelgeuze en Antares; de waterstoflijnen zijn voornamelijk aanwezig in het roode deel van het spectrum en minder opvallend; kenmerkend voor dit type zijn een aantal absorptieèanden, die scherp begrensd zijn naar de violette zijde en naar de roode zijde uitvloeien. Latere onderzoekingen hebben geleerd, dat deze banden vermoedelijk optreden tengevolge van de aanwezigheid van oxyden van mangaan en titanium. 4de type: de zeer roode sterren; ook deze hebben een bandenspectrum, waarin echter de banden scherp begrensd zijn naar de roode zijde van het spectrum. Deze banden zijn te wijten aan de aanwezigheid van koolstofverbindingen; slechts zeer weinig sterren, waaronder geen enkele heldere, zenden dit spectrum uit. VERSCHILLENDE INDEELINGEN 3M Toen na de toepassing der fotografische methoden, sterrenspectra ,,en masse" konden worden opgenomen en bestudeerd, bleek de klassieke indeeling van Secchi niet meer afdoende te zijn, vooral ook omdat nieuwe ontdekkingen tot geheel nieuwe gezichtspunten aanleiding gaven. De eerste daarvan was die van het helium in den zonnedampkring, waardoor vele spectra van het iste type met tot dusverre onbekend gebleven lijnen zich als vanzelf tot een afzonderlijk type groepeerden; de tweede was de ontdekking van een nieuw waterstofspectrum, de derde die van emissielijnen in sterrespectra. Wij zagen reeds op bldz. 198 dat verschillende stoffen, wanneer zij onder verschillende omstandigheden lichtgevend zijn gemaakt, spectra kunnen uitzenden die alle gelijkenis met elkander hebben verloren. Kent men de omstandigheden niet, dan is het vaak onmogelijk, uit een bepaald spectrum de stof te bepalen, die het heeft uitgezonden, doch hierop zijn gelukkig uitzonderingen. Van vele elementen toch hebben de spectraallijnen een bepaalde, in een wiskundige formule aan te geven, rangschikking; ze vormen een „reeks," zóó dat als men de golflengte van één der lijnen kent, uit de formule de golflengten van alle andere, mits haar rangnummer in de reeks bekend is, gevonden kunnen worden. ' ^P- In dat geval verkeeren o.a. de waterstoflijnen van het spectrum van de zon en van vele sterren; nu bleek het echter E. C. Pickering, dat in de gebruikte formule nog een tweede rangschikking verscholen was en dat deze „2de waterstof reeks", op aarde volkomen onbekend, in het Heelal vertegenwoordigd was in het spectrum van vele sterren van Secchi's iste type. Later bleek het door Pickering gevonden spectrum niet van waterstof afkomstig te zijn, maar een bijzonder helium spectrum (van dubbel geïoniseerd helium, zie bladz. 216) te zijn. Een nieuwe indeeling werd wenschelijk geacht, en langzamerhand zijn van de vier klassieke typen slechts de twee laatste nagenoeg ongewijzigd gebleven; 392 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN de twee eerste heeft men in talrijke groepen moeten onderverdeelen en zeer waarschijnlijk heeft men zelfs daarmede nog niet ten volle het doel bereikt. De moderne indeeling der sterrenspectra is in de laatste jaren voorriamelijk het werk geweest van Miss Annie J. Cannon, verbonden aan de Harvard-sterrenwacht bij Boston. De opnamen werden er uitsluitend verricht met het objectief prisma (bldz. 139) en het werk is, na het ontvangen van aanzienlijke schenkingen, over den Zuidelijken hemel uitgebreid, waardoor thans van 225300 sterren tot en met de 9de grootte het .karakter van het spectrum is vastgesteld. Wij zullen van deze nieuwe, vrij samengestelde indeeling slechts de ruwe omtrekken in korte woorden vermelden. Er zijn, in hoofdzaak, 9 spectraalklassen, die aangeduid worden met de letters O-B-A-F-G-K-M-R-N. Elk interval tusschen 2 klassen kan nog 10 onderafdeelingen bevatten, die met de cijfers o tot 9, achter de letter, worden aangeduid. In de tabel op bldz. 361 werd voor Wega en Castor het spectrum Ao aangegeven; dit is het spectrum van een zuiver witte ster, waarvoor (zie bladz. 365) wordt aangenomen, dat de fotografische helderheid dezelfde is als de visueele. Altaïr heet in dezelfde tabel een A 5 ster, hetgeen beteekent dat haar spectrum midden tusschen dat van de zuivere A en de zuivere B sterren staat. /? Tauri en a Leonis, met een B 8 spectrum, zijn bijna F-sterren enz. De gekozen volgorde der spectraal klassen is gebleken een schaal van afdalende temperaturen te zijn. De O en B sterren zijn de heetste, de M, R en N sterren de koelste. Hieronder volgt een beknopt overzicht van de eigenschappen, waardoor elke hoofdklasse zich kenmerkt. (Zie ook Fig. 109). 1. Klasse O: in de eerste af deelingen heldere banden en heldere helium- en waterstof lijnen; in de latere afdeelingen flauwe absorptie lijnen van helium en waterstof. 2. Klasse B: versterking der laatstgenoemde lijnen. FIG. 109. SPECTRAALKLASSEN B-N ELK STERRE-SPECTRUM BEVINDT ZICH TUSSCHEN 2 VERGELIJKINGS-SPECTRA. HU, Uy EN ZIJN WATERSTOF LIJNEN. 394 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN 3. Klasse A: de metaal-lijnen beginnen zich te vertoonen en gaan in de latere afdeelingen overheerschen, ten koste der waterstoflijnen. In een A o ster (Sirius) zijn de waterstoflijnen nog zeer sterk; een A 2 spectrum (a Centauri) heeft ze reeds minder sterk en dit is het laatste type, waarin heliumlijnen optreden. Een A 3 spectrum (Fomalhaut) heeft reeds tamelijk sterke metaallijnen. 4. Klasse F: de sterkte der waterstoflijnen is voor een F o ster nog maar de helft van wat zij voor een A o ster was. De calciumlijnen beginnen op te komen (Canopus). Een F 5 ster (Procyon) vormt ongeveer den overgang van het iste naar het 2de type van Secchi. 5. Klasse G: het zonne spectrum (zie bladz. 144) Tal van metaal-lijnen en breede (de z.g H en K) lijnen van calcium (Capella). 6. Klasse K: afwijkend zonne spectrum. K o (Arcturus) is het spectrum der zonne-vlekken, dat vele lijnen met het zonnespectrum gemeen heeft, maar met andere intensiteiten. De H en K lijnen zijn zeer sterk, absorptie hemden beginnen zich te vertoonen en de intensiteit van het continue spectrum vermindert sterk in het violette deel. Een K 5 ster (Aldebaran) heeft reeds de absorptie banden van het 3de type van Secchi. 7. Klasse M: het continue spectrum is zóó zwak geworden in het violet, dat de H en K lijnen nauwelijks meer zichtbaar zijn (Betelgeuze). Deze klasse vertegenwoordigt de roode sterren van Secchi's 3 de type (banden spectrum). Vele langperiodische veranderlijke sterren, waaronder Mira Ceti (zie bladz. 418) zijn M-sterren, met vele eigenaardige afwijkingen, waartoe het optreden van heldere lijnen gerekend moet worden. 8. Klassen R, en N. Hiertoe behooren de koolstofsterren van Secchi's 4de type en eveneens vele veranderlijke sterren. Meer dan 90 % der sterren uit den op bldz. 392 ge- VERSCHILLENDE INDEELINGEN 395 noemden catalogus der Harvard sterrenwacht, hooren tot de 6 klassen B-M; de onderstaande tabel geeft aan, hoe zij over deze klassen verdeeld zijn. Klasse Aantal Klasse Aantal B 16370 G 43056 A 56520 K 59192 F 43616 M 3816 Daar men door onderzoekingen in het laboratorium heeft kunnen uitmaken, dat de overgang der spectraalklassen B-M overeenkomt met een regelmatige verandering in de fysische gesteldheid van een gasbol bij hooge, maar geleidelijk afnemende temperatuur, was er alle aanleiding om te onderstellen, dat zij een volledig beeld gaf van den levensloop eener ster. In ronde getallen vond men voor de 5 hoofdklassen de temperaturen 20.000° (B o ster), 10000°, 7500°, 6000°, 4500° en 3000° (M o ster) 1 Deze gedachtengang was ook hierom verleidelijk, omdat vele andere eigenschappen der sterren er steun aan verleenden; zoo bijv. het verband tusschen de spectraalklasse en de ligging ten opzichte van het vlak van den Melkweg. Naarmate de sterren rooder worden, schijnen zij zich verder van dit vlak te verwijderen. Maar reeds in het laatst der vorige eeuw kwamen enkele theoretische physki tot de overtuiging dat een voorstelling betreffende den ontwikkelingsgang van een ster zoowel een fase van toenemende als eene van afnemende temperatuur moet bevatten. De Engelsche zonne-physicus Lockyer was van dezelfde meening en stelde, in het begin van deze eeuw, een naar hem genoemde verdeeling der spectraal typen op, waarin de ontwikkelingsgang eener ster uitsluitend door een ge- 396 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN leidelijk toenemen van haar dichtheid wordt gekenmerkt. Een geleidelijke daling der temperatuur zou daarmede niet gepaard gaan. Een gasnevel zal zich, bij het verliezen van warmte door uitstraling, noodzakelijk gaan samentrekken ; maar de theorie der gassen leert dat daarbij aanvankelijk meer warmte vrij komt, dan er door uitstraling verloren wordt. De temperatuur blijft dan ook, onder het zich samentrekken van den gasbol, aanvankelijk stijgen. Hieraan komt evenwel een einde, zoodra het proces der samentrekking zooveel langzamer is gaan verloopen, dat de temperatuurwinst, die er het gevolg van is, het, bij de verhoogde temperatuur sterk toegenomen verlies door uitstraling niet meer kan dekken. Bij toenemende dichtheidsvermeerdering zal de ster snel in temperatuur gaan dalen. Een ster zou dus haar bestaan begonnen zijn als een enorme gasbol van lage temperatuur, en daarna, zich samentrekkende bij stijgende temperatuur, de spectraalklassen M tot O gaan vertoonen of — wanneer zij dezen top niet kon bereiken — de klassen M tot B of M tot A. Daarna zou zij de reeds doorloopen klassen opniettW doorloopen, thans bij sterk toenemende dichtheid en dalende temperatuur. Reeds in 1906 kon Hertzsprung dezen gang van zaken proefondervindelijk bevestigen; in 1910 volgde Russell hem daarin langs een anderen weg, en ten slotte leerden Kohlschütter en Adams de spectrale eigenaardigheden kennen, waardoor een jeugdige M-ster zich van een bejaarde M-ster, een jeugdige K-ster zich van een bejaarde K-ster enz. onderscheidt. Wij zagen op bladz. 372, dat daarop de methode der spectroscopische parallaxen gegrond kon worden. Sedert dien spreekt men algemeen van „reuzen" en „dwergen" en bedoelt daarmede jonge sterren zeer groot en zeer ijl — en oude sterren, klein en compact. Het spreekt vanzelf dat de verschillen tusschen een „reus" en een „dwerg" van hetzelfde spectraal type scherper uitkomen voor de roode sterren dan voor de VERSCHILLENDE INDEELINGEN 397 gele, en dat ze voor de witte sterren nauwelijks merkbaar zijn. Evenals een jongeling en een grijsaard grootere verschillen vertoonen dan twee mannen van 40 en 50 jaar, zoo zijn ook een M-reus en een M-dwerg gemakkelijker uit elkaar te kennen dan een A-reus en een A-dwerg. Het einde van den hier geschetsten levensloop kan men zich gemakkelijker voorstellen dan het begin. Waaruit ontstaat een M-reus? Uit een nevel? Maar het spectrum van een nevel ziet er geheel anders uit dan dat van een ster. Slechts bij hooge uitzondering heeft men in het spectrum van een jonge ster aanwijzingen gevonden voor een verband met een ,,planeetvormige" nevelvlek (zie bladz. 448). Maar algemeen gesproken kan men zeggen, ook met het oog op de grillige gedragingen der veranderlijke N, R en M sterren, dat men zich van het geboorteproces van een ster nog geen voorstelling kan vormen. Wij zagen reeds op bldz. 146 hoe de bestudeering van het intensiteits-verloop in een continu spectrum leiden kan tot een schatting van de temperatuur der lichtbron die het heeft uitgezonden. Deze methode verliest natuurlijk daar, waar het continue spectrum bijna onzichtbaar wordt door de vele absorptielijnen, veel van hare waarde; zij is dan ook slechts op een 1 oo-tal sterren door Wilsing en Scheiner toegepast; zij vonden daarbij, uitgaande van het intensiteitsverloop in het zonnespectrum, temperaturen tusschen 9600° en 3200°. In de laatste jaren tracht men door toepassing van verschillende fysische methoden, waarover wij niet kunnen uitweiden, de temperatuur der sterren nauwkeuriger te bepalen. E. Afmeting. Daar de grootste kijkers niet in staat zijn ons den gasbol, dien wij ster noemen, als een schijf te toonen, heeft men er lange jaren aan gewanhoopt, anders dan op grond van theoretische beschouwingen een denkbeeld te >9? HET STERRENSTELSEL IN ZIJN krijgen van de uitgebreidheid van zulk een gasbol. Die theoretische beschouwingen waren overigens belangwekkend genoeg. Wanneer alle sterren tot hetzelfde spectraaltype behoorden, bijv. tot dat der zon, zou men het recht hebben te onderstellen dat van alle de physische toestand, dus ook de lichtkracht dezelfde was. De helderheid, waarin zij zich aan ons zouden voordoen, zou dan alleen van de middellijn van den gasbol afhangen en van zijn afstand tot de aarde; is de laatste bekend, dan zou dus de middellijn uit een tamelijk eenvoudige formule afgeleid kunnen worden. Maar nu de sterren tot verschillend spectraaltype behooren, is het vraagstuk niet zoo eenvoudig en kan op deze wijze slechts opgelost worden door aan te nemen dat alle sterren stralen als een absoluut zwart lichaam1) ; de formule gaat dan, behalve de middellijn en den afstand der ster, ook haar temperatuur bevatten, die, zooals wij zagen, op verschillende manieren kan worden begroot. De formule levert dan de middellijn der ster, uitgedrukt in die der zon; de toepassing ervan leerde dat waarschijnlijk van 8cen enkele ster de middellijn zich aan den hemel afteekent als een boogje grooter dan o".oj. Dit is een hoek zóó klein, dat hij alleen gemeten kan worden volgens een methode, die op de interferentie-verschijnselen van het licht berust en voor welker toepassing een instrument werd uitgedacht, dat men interferometer heeft genoemd. De methode is te danken aan den Franschen natuurkundige Fizeau (1868) ; zijn landgenoot Stephan paste haar 6 jaar later toe op een groot aantal sterren, weliswaar zonder positief resultaat, maar toch met deze belangrijke uitkomst dat de hoek-middellijn van een ster stellig kleiner moest zijn dan o".i6. In 1890 ontwierp de Amerikaan Michelson een nieuw type van interferometer, waarmede hij aan den grooten Lick-refractor de middellijnen der vier heldere satellieten J) een lichaam, dat in staat is, bij oneindig kleine dikte, alle opgevangen straling te absorbeeren. VERSCHILLENDE INDEELINGEN 399 van Jupiter gemeten heeft; negen jaar later gelukte dit eveneens aan den Franschman Hamy met een eenigszins gewijzigd apparaat, verbonden.aan den grooten refractor der sterrenwacht te Parijs. De uitkomst was de volgende: _ Satelliet ^\_*™ I II IU IV Waarnemer —_____ Michelson 1890 1.02 0.94 1.37 1.31 Hamy 1899 0.98 0.87 1.28 1.31 De doeltreffendheid der methode was daarmede bewezen; Hamy mat nog de hoek-middellijn der planetoïde Vesta (o."54,) maar het heeft twintig jaar geduurd voordat een tien-maal kleinere hoek gemeten kon worden. 13 December 1920 is de historische datum, waarop met den grooten interferometer van Michelson verbonden aan den grootsten spiegeltelescoop op Mount Wilson de eerste hoek-middellijn van een sfer (Betelgeuze) werd gemeten. Het beginsel van den interferometer kan door de volgende eenvoudige proef worden duidelijk gemaakt; maak in een stuk zwart papier een nauwe spleet van 1jis of 1/ïo mM. en hang het op voor een zeer heldere lichtbron. Stel op 12 tot 15 Meter afstand een kleinen kijker op, die ongeveer 30 maal vergroot. Bedek het objectief daarvan met een ondoorschijnende dop, waarin op gelijke afstand ter weerszijden van het middelpunt en ongeveer 15 mM van elkaar twee gaatjes van 3 mM. middellijn zijn aangebracht. Richt men den kijker zonder dop op de spleet, dan ziet men een smallen, helderen band met banden, die veel minder helder zijn, aan beide zijden daarvan. Zet men nu den dop op den kijker, zoo dat de verbindingslijn der gaatjes loodrecht op de spleet staat, 400 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN dan ziet men den middelsten helderen band doorsneden met smalle evenwijdige strepen, ontstaan doordat de twee door de gaatjes tredende lichtbundels met elkaar „interfereeren". Bedekt men een der gaatjes, dan verdwijnen de interferentiestrepen onmiddellijk. Onderstel nu, dat de afstand der gaatjes naar verkiezing gewijzigd kan worden; brengt men ze geleidelijk op grooteren afstand van elkaar, dan zullen de interferentie-strepen voortdurend flauwer-, en ten slotte onzichtbaar worden. Meet dan den afstand tusschen de gaatjes en deel deze waarde op de golflengte van het licht, dan krijgt men (in radialen) den hoek, waaronder de wanden der spleet gezien worden. Had men, inplaats van een spleet, een ronde opening (sterreschijf!) in het scherm gemaakt, dan zou men de bovenbedoelde uitkomst met 1.22 hebben moeten vermenigvuldigen. Bij de meting van Betelgeuze, die licht uitzendt met een gemiddelde golflengte van 0.000575 mM., verdwenen de strepen toen de spiegels van den interferometer (die de rol der bovengenoemde gaatjes vervulden) 3000 mM. van elkaar verwijderd waren. De hoek-mid- 102 234 ,. , dellijn der ster was dus 1.22 X -ttt — —0 radialen J 10 10 of, daar een radiaal 206265" bevat, o".047. De volgende tabel geeft in de 2de kolom een overzicht van de verkregen uitkomsten; de 3 de kolom bevat de theoretisch afgeleide waarden, de 4de de straal van den gasbol, uitgedrukt in dien van de zon als eenheid. Ster Gemeten Berekend R Betelgeuze 0.047 0.051 250 Antares 0.040 0.045 460 Aldebaran 0.021 0.035 50 Arcturus 0.019 0.029 24 VERSCHILLENDE INDEELINGEN 401 Voor sterren van een uitgebreidheid als die van Antares en Betelgeuze, die een middellijn blijken te bezitten, vergelijkbaar met die van de Mars-baan, is de nieuw ingevoerde benaming van ,,reuze-ster" stellig niet overdreven ! F. Aantal cn verspreiding. Vooral sedert de groote reflectors te werk zijn gesteld, is het sterrengebied dat onderzocht kan worden, aanzienlijk vergroot geworden. Wij hebben vermeld dat Ptolemaeus de helderste sterren van den hemel de grootte-klasse 1 heeft gegeven; in de thans gebruikte, meer nauwkeurige, schaal uitgedrukt, zijn enkele van deze sterren (Capella, Procyon, Arcturus, Wega) helderder dan de iste grootte en Sirius zelfs zooveel helderder dat men haar grootte-klasse door een negatief getal moet uitdrukken. Bij een belichtingstijd van 3 tot 4 uren geeft een opname met den 60 inch reflector van het Mount Wilson Observatorium sterren van de 20ste grootte-klasse, zoodat het materiaal dat onderzocht kan worden een gebied omvat, welks grenzen een lichtsterkte bezitten in de verhouding 100 millioen tot 1. Wanneer al deze sterren een zelfde absolute grootte hadden en gelijkmatig in de ruimte waren verspreid, dan zou het aantal sterren van een bepaalde grootteklasse telkens in eenzelfde verhouding tot die van een grootte-klasse helderder moeten toenemen. Immers het verschil van een grootte-klasse, dat overeenkomt met een 2.512 mal geringere intensiteit, zou verklaard moeten worden uit een vergrooting van den afstand in reden van 1 tot 1^2.512. Noemen wij dus den straal van den bol, waarbinnen zich alle sterren van de helderste tot die van de grootte 1 bevinden r en haar aantal N(i), dan zullen alle sterren van de helderste tot de grootte 2 — waarvan wij het aantal door N(2) voorstellen — zich bevinden binnen een bol met straal 1/2.5X2. Noemen wij de ruimtedichtheid der sterren d danis Sterrenkunde 2 7 402 HET STERRENSTELSEL IN ZIJN N (i) =—ncH en N (2) = j?rr3 (y'2.512) 3d en dus^^y = (\^25\2)3 = 3.98- Het totale aantal sterren, van de helderste tot een bepaalde grootte-klasse, zou dus 3.98 maal zoo groot zijn als het aantal van de helderste tot de vorige grootte-klasse. De waarnemingen (sterrentellingen) leeren echter dat dit verhoudingsgetal niet bereikt wordt. De onderstaande tabel geeft in de 2de M n V M n V 0 3 10 380200 3.7 2.7 1 11 11 1026000 3.5 2.5 2 39 12 2588000 3.4 2.3 3 133 13 5894000 3.4 2.2 4 446 14 13120000 3.3 2.1 i 5 1466 15 27540000 3.2 2.1 6 4732 16 57150000 3.2 1.9 7 15000 17 107200000 3.1 1-8 8 46240 18 197200000 3.0 1.7 9 139300 19 335000000 2.7 1-6 10 380200 20 530900000 Het aantal sterren helderder dan elke volle grootte-klasse. kolom het aantal sterren van de helderste tot de in de iste kolom gegeven helderheid en de 3 de kolom geeft het verhoudingsgetal V der toename. Daar dit getal overal kleiner is dan het boven afgeleide en daarvan meer gaat afwijken naarmate de sterren zwakker wor- VERSCHILLENDE INDEELINGEN 403 den, moet men tot het besluit komen dat de sterren geleidelijk uit-dunnen en wel de zwakkere (verder af geplaatste) in sterkere mate dan de heldere. Dit verschijnsel zou schijnbaar kunnen zijn indien er in de wereldruimte absorptie van het licht plaats had, maar, ofschoon dit vraagstuk nog niet volledig tot oplossing gebracht is, is het uit andere onderzoekingen toch wel reeds gebleken dat er niet in een zoodanige mate absorptie in de interstellaire ruimte kan plaats hebben dat het opvallende verschil tusschen den theoretischen en practischen verhoudingsfactor er door verklaard zou kunnen worden. Men moet dus tot het besluit komen dat de sterren werkelijk uit-dunnen. Dat zij dit niet naar alle zijden regelmatig doen, is gemakkelijk aan te toonen. Iedereen kent uit eigen aanschouwing de ophooping van sterren in een hemelgordel, dien wij den Melkweg noemen en waarop wij in het 19de Hoofdstuk uitvoeriger terugkomen. Het vlak van dezen Melkweg speelt in de onderzoekingen over ons sterrenstelsel een belangrijke rol. Als men den hemel verdeelt in een aantal gebieden door vlakken evenwijdig aan het vlak van den Melkweg, zóó dat de middens van die gebieden op 5, 15, 25 enz. graden van den Melkweg verwijderd zijn, en de sterrentellingen in elk van die gebieden afzonderlijk verricht, dan blijken de aantallen sterren naar beide zijden vrijwel even regelmatig af te nemen, zoodat men voor een overzicht de uitkomsten voor de beide Melkweghalfronden middelen mag. Neemt men nu twee gebieden aan, het eerste tusschen den Melkweg en een cirkel evenwijdig daarmede op een afstand van 20°, het tweede tusschen de pool van den Melkweg en een cirkel evenwijdig met den Melkweg op een afstand van 40°, dan noemt men de verhouding tusschen het aantal sterren dat in elk van die gebieden gemiddeld per vierkanten graad voorkomt, de verdichting naar den Melkweg. Deze verdichting blijkt voor de zwakkere HET STERRENSTELSEL IN ZIJN INDEELINGEN sterren veel grooter te zijn dan voor de heldere; zij bedraagt voor de sterren van de 6de, iode, 14de en 17de grootte onderscheidenlijk 1.8; 3.3; 6.8 en li.ó. Onderzoekt men ten slotte hoe het met het uit-dunnen der sterren in de beide hoofdrichtingen gesteld is, dan blijkt de verhoudingsfactor in den Melkweg veel langzamer van 3.98 af te wijken dan naar zijn polen; in deze richting dunnen dus de sterren veel sterker uit dan in het vlak van den Melkweg. De verspreiding der sterren en de mate van uit-dunnen is verder verschillend voor sterren van verschillend spectraaltype. De roode en geel-roode sterren zijn tamelijk regelmatig over den hemel verspreid; de blauwwitte sterren daarentegen zijn minstens 10 maal sterker naar het vlak van den Melkweg samengedrongen. Voor de gele en roode sterren is het uit-dunnen normaal, d.w.z. gelijk aan het gemiddelde; voor de blauwwitte sterren is het sterker-, voor de zuiver witte minder sterk dan het gemiddelde. Het werk der sterrentellingen en het afleiden der helderheden waarop in hoofdzaak de boven geschetste uitkomsten berusten, vereischen een groote mate van scherpzinnigheid en toewijding. Vooral onze landgenooten Kapteijn, Van Rhijn en Nort hebben op dit gebied bijzondere diensten aan de Sterrenkunde bewezen. 404 XVIII. DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN Wij zagen in het vorige hoofdstuk dat men de relatieve parallaxis van een ster verkrijgt, door hare plaats uit te meten ten opzichte van een naburige ster, die men zich om hare geringe helderheid op grooteren afstand denkt. Ten behoeve van dit onderzoek zocht W. Herschel opzettelijk naar dergelijke paren van sterren, en hij werd getroffen door het groote aantal dat hij vond; in korten tijd, d.w.z. na een vluchtig overzicht van den hemel, kon hij reeds een catalogus van 270 z.g. ,,visueele dubbelsterren" samenstellen. Dit groote aantal trof ook den wiskundige Michell, die zichzelf de vraag stelde of een dergelijke overdaad van paarsgewijze aan den hemel prijkende hemellichten wel in overeenstemming was met wat de kansrekening uit het aannemen van een volkomen willekeurige groepeering der sterren leerde. De uitkomst van zijne berekening (1783) was van het grootste belang. Terwijl de kansrekening bijv. leerde dat er in de gemaakte onderstelling aan den Noordelijken hemel onder de 3200 sterren van de iste tot de 6de grootte geen twee gevonden moesten worden op een onderlingen afstand kleiner dan 30", bedroeg het aantal in werkelijkheid 52. Het was duidelijk dat de gemaakte onderstelling foutief was, dat de sterren niet willekeurig geplaatst waren, dat de waargenomen kleine afstanden niet een gevolg waren, van een toevallige plaatsing op onze gezichtslijn, maar dat de sterren werkelijk dicht bijeen stonden, dat zij geen „optische" maar „fysische" dubbelsterren waren. Deze wiskundige uitkomst zou spoedig door astronomische waarnemingen volledigen steun krijgen. Wanneer werkelijk de twee bijeenstaande sterren bijeen 4o6 DE DUBBELSTERREN EN V^^^^HH^™??!hooren, zullen zij zeer waarschijnlijk banen beschrijven om haar gemeenschappelijk zwaartepunt en men zal dus hare verbindingslijn én van grootte (afstand) én van richting (positiehoek) zien veranderen. Vooral William Herschel en zijn zoon John Herschel, de eerste in Engeland, de laatste ook in Kaapstad, en W. Struve in Rusland, maakten zich in het begin der 19de eeuw met dergelijke dubbelster-metingen verdienstelijk; het is een zeer moeilijk werk, waarvan de nauwkeurigheid een sterken invloed ondervindt van stelselmatige, den waarnemer eigen, fouten. Het is a priori moeilijk te zeggen hoe ver de componenten van elkaar verwijderd moeten zijn, om nog aanspraak te kunnen maken op de benaming dubbelster; meestal neemt men echter naar Struve dien afstand niet grooter dan 30" en zelfs dan nog is het materiaal enorm groot. John Herschel verrichtte metingen op 4500 dubbelsterren van het Noordelijke en 2100 van het Zuidelijke halfrond, Struve leverde een klassiek geworden arbeid door het uitmeten (1824-1837) van ongeveer 2700 sterrenparen en in het laatst der 19de eeuw verblufte Burnham de astronomische wereld door het uitmeten van een groot aantal zeer enge dubbelsterren (afstand o."2!) met de micrometers der groote refractors van de Lick- en Yerkes-sterrenwachten. Zijn in 1906 verschenen catalogus bevat 13665 paren en thans, 20 jaar later, zijn er meer den 30000 bekend. Aan de Leidsche sterrenwacht hebben Voüte en, vooral van den Bos zich jegens het probleem der dubbelsterren verdienstelijk gemaakt. Van ongeveer 1 o % der thans gevonden dubbelsterren is een besliste verandering van afstand en positiehoek waargenomen en van slechts 35 zijn deze veranderingen voldoende in aantal en nauwkeurig genoeg, om op eenigszins bevredigende wijze een baan te berekenen. W Herschel leefde lang genoeg om de ster f Ursae maioris, waarop hij de eerste metingen verricht had, een halven omloop te zien volbrengen. 406 'PI^^PJ^Ifl^N EN VERANDERLIJKE STERREN 407 Wij spreken nu kortweg van de baan en niet van de banen der componenten; in overeenstemming met de waarneming, waarbij men slechts de onderlinge plaatsverandering kan meten, beschouwt men ook bij de berekeningen de eene ster, de helderste, in rust en leidt de baan van den anderen component ten opzichte van deze af. Van deze baan weet men a priori niets en de waarnemingen leeren er in de meeste gevallen evenmin iets van door de betrekkelijk groote fouten in de metingen. Fig. lio moge dit duidelijk maken. Het is in dit geval FIG. 11 o. LOOPBAAN VAN y ANDROMEDAE Yi gr. as = o".35 (Uit: S. W. Burnham: A general catalogue of doublé stars. Washington 1906). volkomen ondoenlijk om met eenige zekerheid te' zeggen door welke lijn de waargenomen plaatsen het best worden voorgesteld. Alleen in enkele gevallen, zooals Sinus en 70 Ophiuchi waarbij de afstand der componenten groot is, en die door vele waarnemers langdurig bestudeerd zijn, kan (zie Fig. r 11) de baan vrij nauwkeurig worden aangegeven. Men neemt in elk geval willekeurig aan dat de schijnbare baan een ellips is, de werkelijke baan dus een ellips of een cirkel en dit beteekent, dat men onderstelt dat de beweging van de .4°7 4o8 DE DUBBELSTERREN EN yERANDERLIJKE STERREN componenten eener dubbelster om hun gemeenschappelijk zwaartepunt de „wet" van Newton (bladz. 78) volgt. Dit is evenwel niet streng bewezen, maar op theoretische gronden wel uitermate waarschijnlijk. FIG. in. LOOPBAAN VAN SIRIUS y2 gr. as. = 7". 2 (Uit: S. W. Bnrnham: A general catalogae of donble stars. Washington 1906). Men trekt dus door de waargenomen punten zoo goed mogelijk een ellips en kan daaruit op verschillende manieren, waarvan er eene door Zwiers te Leiden is uitgedacht, den stand van de werkelijke baan in de ruimte afleiden. In de uitkomsten treft ons dadelijk de groote 408 TJE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN 409 excentriciteit, die gemiddeld 3 maal zoo groot is als die der planetoïden-banen, maar van dezelfde orde als die der Jupiter-kómeten. De onderstaande tabel geeft de namen van een achttal goed bekende dubbelsterren met de helderheid (H) der componenten, de halve groote assen (a) en de excentriciteiten (e) der banen en de omloopstijden (T) in jaren. Ster H a e T m m Sirius —1.6 8.5 7.6 0.59 49 Castor 2.0 2.8 5.8 0.44 347 Procyon 0.5 13.5 4.0 0.32 39 o Centauri 0.3 1.7 17.7 0.51 79 70 Ophiuchi 4.1 6.1 4.6 0.50 88 y Virgüiis , 3.6 3.7 3.7 0.89 182 f Ursae maioris 4.4 4.9 2.5 0.41 60 /? Delphini 4.0 5.0 0.5 0.35 27 Visueele Dubbelsterren Wil men de schijnbare halve groote as der baan, a, in lineaire maat kennen, dan moet daartoe eerst de parallaxis der ster bepaald worden; is dit geschied, dan kent men ook door toepassing van de 3 de wet van Kepler de gezamenlijke massa. Omgekeerd: neemt men de massa willekeurig aan = 1, 2 of 3 maal de zonnemassa, dan levert deze wet (zie geval 1 van bldz. 374) de „hypothetische parallaxis." Van een 14-tal dubbelsterren is de parallaxis vrij nauwkeurig gemeten; de werkelijke halve groote as harer banen blijkt hieruit gemiddeld te zijn 18.5 astronomische lengte-eenheden (voor de baan van Saturnus is deze waarde 9.5, voor die van Uranus 19.1) en de totale massa gemiddeld 1.76 X de zonnemassa. De afmetingen zijn dus van dezelfde orde als die van ons zonnestelsel. 41 o DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN In enkele bijzondere gevallen heeft men ook de verhouding der massa's van de componenten kunnen afleiden, en men is daarbij tot merkwaardige uitkomsten geraakt, o.a. deze, dat de massa van Sirius slechts 3.5 maal zoo groot is als die van haar begeleidster; daar zij echter 10 grootteklassen in helderheid daarmede verschilt, d.w.z. (zie bldz. 354) een 10000 maal zoo groote lichtsterkte heeft, zou men de verhouding der massa's veel aanzienlijker verwacht hebben. Daar het volume van deze dwergster zeer klein is, volgt daaruit dat hare dichtheid enorm groot moet zijn. Behalve dubbelsterren kent men ook drie-, vier- en vijf-voudige sterren, o.a. die van het z.g. „trapezium" in den nevel van Orion (zie bldz. 439). Dergelijke stelsels kunnen op den duur een welkom materiaal leveren voor de theoretische behandeling van de vraag, hoe méér dan twee lichamen zich onder hunne wederzijdsche aantrekking gedragen, een uitbreiding van het probleem dat Newton zich stelde, maar dat zelfs voor drie lichamen niet is opgelost. Wanneer de afstand der componenten eener dubbelster zeer klein is, zijn deze niet meer visueel als zoodanig waarneembaar; daar echter in het algemeen met een vermindering van den afstand een vergrooting van de baansnelheid gepaard gaat, kunnen zij zich kenbaar maken door een meetbare verschuiving der spectraallijnen (zie bldz. 147). De ster heet dan een spectroscopische dubbelster. De verplaatsing der lijnen in het spectrum kan zijn een enkele periodieke verschuiving of een periodieke verdubbeling; in het iste geval zendt slechts eene, in het 2de geval zenden beide sterren een zichtbaar spectrum uit. De eerste ontdekking op dit gebied dagteekent van 1889, toen Vogel en Scheiner te Potsdam uit spectrogrammen van /? Persei' (Algol) afleidden dat de periodieke lijnverschuivingen verklaard konden worden, indien men onderstelde te doen te heb- 410 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN 411 ben met een stelsel van twee sterren, waarvan de eene onzichtbaar was, en die met snelheden resp. van 41 en 80 KM./sec. banen beschreven om haar gemeenschappelijk zwaartepunt. Uit het karakter van Algol als veranderlijke ster (zie bldz. 413) was het vermoeden van de aanwezigheid van zulk een donkeren begeleider reeds vóórdien geopperd. De gezichtslijn ligt hier nagenoeg in het baanvlak der sterren, vandaar dat de eene periodiek het licht der andere aan ons oog onttrekt. Waar dit niet het geval is, kan men het dubbel zijn der ster niet ontdekken uit een periodieke verandering der helderheid en blijft de periodieke lijnsoerschuiving als eenig criterium over, en ook dit middel laat ons in den steek, wanneer de gezichtslijn ongeveer of zuiver loodrecht staat op het baanvlak der sterren, daar deze dan geen radiale snelheid bezitten. Ondanks de ongunstige voorwaarden zijn er thans toch nagenoeg 600 spectroscopische dubbelsterren bekend en dit aantal wordt snel grooter, dank zij de ontwikkeling der sterre-spectrograferu Uit de bestudeering van een groot aantal spectrogrammen kan ook de baan van deze klasse van dubbelsterren berekend worden, maar evenmin als bij de visueele de absolute elementen. Daar moet men zich tevreden stellen met de schijnbare halve groote as; hier kan, omdat niet de werkelijke snelheid maar hare projectie op de gezichtslijn gemeten wordt, ook slechts de daarop geprojecteerde halve groote as gevonden worden. De tabel op blz. 409 geeft eenige der heldere spectroscopische dubbelsterren met deze geprojecteerde halve assen (a') in astronomische lengte-eenheden, de excentriciteiten (e) en de omloopstijden (T) in dagen. Deze tabel leert dat de spectroscopische dubbelstelsels in allerlei grootten aan den hemel te vinden zijn. De componenten der Poolster staan ongeveer op denzelfden afstand van elkaar als de Aarde en de Maan en bewegen zich in slechts 4 dagen om elkaar heen. 411 412 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN en in P Cepheï wentelen twee zonnen in enkele uren om elkander! De tabel leert tevens, dat er onder de opgegeven sterren slechts eene hoogst enkele is, die als alle omstandigheden medewerkten, ook als visueele dubbelster zichtbaar zou zijn. De omstandigheden schijnen echter daartoe slechts zelden samen te werken, tenminste het aantal dubbelsterren, dat gelijktijdig visueel en Ster a' e T a Andromedae 0.23 0.52 96.7 Poolster 0.001 0.13 4.0 Algol 0.06 0.01 2.9 Capella 0.24 0.02 104. Castor 1 0.01 0.01 42.9 Castor 2 0.01 0.50 9.2 Spica 0.05 0.10 4.0 Antares 0.41 0.20 2120. Spectroscopische Dubbelsterren spectroscopisch is, is uiterst gering. Dit mag ook daarom geen verwondering baren, omdat hetgeen de ontdekking van de eerste klasse bevordert, n.1. groote afstand der componenten, de ontdekking der tweede klasse door de daarmede gepaard gaande kleinere snelheden belemmert. Ten slotte leeren wij uit de tabel nog, dat elk der componenten van de visueele dubbelster Castor een spectroscopische dubbelster is, zoodat wij hier met een viervoudig stelsel te doen hebben. Van Capella en Spica werd de dupliciteit ontdekt door lijn-verdubbeling, van de overige, in de lijst opgenomen, sterren door lijn-verschuiinng. Terwijl de dubbelsterren hemellichten zijn, waarvan wij de geheimen van haar wezen eerst na inspannen- 412 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN 413 den arbeid aan groote instrumenten ontsluieren kunnen, zijn de veranderlijke sterren, waarover wij nu zullen spreken en die eveneens tot de meest belangwekkende verschijnselen aan den hemel gerekend mogen worden, dankbare onderwerpen van waarneming voor elk instrument van het ongewapende oog af tot de krachtigste refractors toe, en voor eiken waarnemer, hetzij hij een pasbeginnend liefhebber is, hetzij een beroeps-sterrenkundige met jarenlange oefening. Holwarda te Franeker ontdekte in 1639, dat het feit, dat zich de ster o van den Walvi&ch (bldz. 58) nu eens in grooten luister vertoonde, dan weer volkomen onzichtbaar was, aan periodieke lichtwisjselingen geweten konden worden, en deze ontdekking moest vooral in een tijd, waarin de instrumenten nog in het eerste stadium van hunne ontwikkeling verkeerden en dus nog geen inbreuk hadden kunnen maken op de eeuwen-oude wet van de onveranderlijkheid der hemelverschijnselen, grooten indruk maken; het is dus niet te verwonderen dat men aan de ster, die zulke onverklaarbare grillen vertoonde, den naam van Mira (de Verwonderlijke) gaf. Een 30-tal jaren later merkte Montanari op, dat ook de bekende ster Algol in het door Perseus gedragen Medusahoofd, aan periodieke lichtwisselingen onderhevig is, en sedert dien is men langzamerhand vertrouwd geraakt met het denkbeeld dat talrijke sterren in processen gewikkeld zijn, die invloed hebben op de in onze richting uitgezonden hoeveelheid licht. Vóór de invoering der fotografische methoden was de ontdekking van zulk eene ,,veranderlijke" ster louter toeval en ook thans is ze dit in zeker opzicht nog, daar zij meestal gevonden wordt op fotografische platen die in eersten aanleg voor een ander doel werden opgenomen, maar toch stelselmatig op de eventueele aanwezigheid van veranderlijke sterren worden onderzocht. Op verschillende manieren kan men de veranderlijkheid daarbij op het spoor komen: 1 0 uit eene ver- 414 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN gelijking van op verschillende tijdstippen verkregen opnamen, zoo mogelijk met behulp van den stereocomparator (bldz. 291); 2° uit het optreden van heldere lijnen in een spectrum van Secchi's 3de type. De iste ontdekkingswijze is zonder meer duidelijk; de veranderlijke ster wordt op de eene plaat veel lichtzwakker afgebeeld dan op de andere. Op de 2de ontdekkingswijze komen wij later terug. Zoodra de veranderlijkheid is vastgesteld, wordt getracht uit een groot aantal helderheidswaarnemingen een beeld van het karakter der lichtwisseling te verkrijgen ; dit kan geschieden: 10 met behulp van een fotometer, zooals wij dien in het vorige hoofdstuk leerden kennen, en 2° door een eenvoudige schatting (geen meting) der helderheid. Deze laatste werkwijze, naar Argelander (1844) die haar heeft uitgedacht, algemeen als „Sfufen-methode" bekend, is voorloopig de eenige manier om snel en gemakkelijk de lichtwisseling van een groot aantal sterren te onderzoeken. Naar eene door Nijland aangegeven verbeterde toepassing van deze methode kiest de waarnemer zich in de naaste omgeving der veranderlijke (v) twee andere sterren, waarvan op het tijdstip der waarneming de eene (c) iets helderder, de andere (6) iets zwakker is dan deze, en tracht nu zoo goed mogelijk de verhouding der helderheidsverschillen a—v en v—b aan te geven, en tevens elk verhoudingsgetal in een bepaalde eenheid uit te drukken. Die eenheid, door Argelander „Stufe" genoemd, is het helderheidsverschil dat zich aan een bepaalden waarnemer nog juist als zoodanig openbaart. Uit de liefst fotometrisch bepaalde helderheden der vergelijkingssterren a en b is dan die van v voor het tijdstip der waarneming onmiddellijk af te leiden. Beide methoden ondervinden den nadeeligen invloed van de kleurverschillen der sterren. Een waargenomen helderheidsverschil blijkt afhankelijk te zijn van de kleur der objecten, en wel in sterkere mate naarmate de DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN 415 gebruikte kijker grooter is. Dit heeft in zeker opzicht invloed op alle helderheidsmetingen, maar vooral op die van veranderlijke sterren, daar vele van haar een hoog nummer in de kleurenschaal hebben en bovendien dikwijls in instrumenten met verschillende openingen moeten worden waargenomen. De zooeven genoemde ster Mira Ceti bereikt in grootste helderheid gemiddeld de 2de grootte, moet dan met het bloote oog of in een binocle worden waargenomen en in haar minimumfase is een kijker van minstens 10 cm. opening daarvoor wenschelijk. Schat men echter een roode ster in een binocle even helder als een witte, dan kan men er zeker van zijn, dat in een grooten kijker de roode ster veel helderder lijkt en dit z.g. „verschijnsel van Purkinje" belet het tot één geheel samenvoegen van aan verschillende instrumenten verrichte waarnemingen. Een betrekkelijk klein aantal helderheidsschattingen is meestal voldoende om het karakter der lichtwisseling, althans voorloopig, vast te leggen. Het blijkt dan dat de sterren op allerlei verschillende, vaak zeer grillige, maar ook dikwijls opvallend regelmajtige wijze hare helderheid wisselen. Maakt men een grafisch beeld hiervan door op een horizontale lijn de verschillende tijdstippen af te zetten en loodrecht daarboven de voor elk daarvan geldende helderheid in een willekeurigen, zelf te kiezen lineairen maatstaf, dan ontstaat een lichtkromme der ster; het hoogste punt daarvan heet het maximum, het laagste punt het minimum, het helderheidsverschil van beide heet de amplitude. Naar hare lichtkrommen kan men de veranderlijke sterren in drie klassen, elke met eenige nevengroepen, verdeden. De iste klasse bevat de sterren met regelmatige lichtwisseling. Hiertoe behooren o.a. de Algol-veranderlijken, en de Cepheïden. De 2de klasse bevat de sterren met half-regelmatige lichtwisseling. Hiertoe behooren o.a. de Mira-veranderlijken en het U Geminorum type. 415 416 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN De 3 de klasse bevat de sterren met onregelmatige lichtwisseling. Hiertoe behooren o. a. de „nieuwe" sterren. 1. De Algol verander lij ken kenmerken zich door een standvastige helderheid gedurende het grootste deel der periode, gevolgd door een snelle regelmatige helderheidsvermindering, die meestal na enkele uren door een symmetrisch daarmede verloopende helderheidstoename gevolgd wordt. Van Algol zelf bedraagt de periode 2d2ou49m, waarvan zij 2dion de constante helderheid 2m.3 behoudt, gedurende 5*/2 uur afneemt tot de 3m.5 om dadelijk daarop weer tot de normale helderheid te rijzen, welke zij uur na net minimum weder bereikt. De lichtkromme van Algol is in Fig. 112 afgebeeld; recente waarnemingen met een nieuw, zeer gevoelig type van fotometer leerden dat de ster tusschen twee minima een tweede (zeer geringe) lichtvermindering ondergaat. Er zijn thans 230 A7ao/-sterren bekend; van deze hebben er slechts 17 een periode grooter dan 10 dagen; er zijn enkele perioden van 3 tot 4 uren en er is er ook eene (e Aurigae) van 27 jaar! De amplituden wisselen van o.mi tot 4.mi. De kleur van al deze sterren is wit. 2. De Cepheïden kenmerken zich door een gestadige verandering der helderheid tot een maximum bedrag van ongeveer i™. De periode is meestal enkele dagen, soms echter korter dan een dag, soms ongeveer een maand en zeer regelmatig. Er zijn Cepheïden waarvan de periode gedurende 10 jaren binnen een minuut constant gebleven is. Men is gewoon deze sterren in twee groepen te verdeelen, die zich daardoor kenmerken dat de lichtkromme: a. symmetrisch is ten opzichte van het minimum. Type: £ Geminorum. Zie krt. 6, (PI. I) of 6. asymmetrisch is ten opzichte van het minimum en wel altijd in dien zin dat de rijzing sneller geschiedt 416 BOVEN: FIG. 112. LICHTKROMME VAN ALGOL BENEDEN: FIG. 113. LICHTKROMME VAN EEN CUMULIDE (De perioden zijn in uren en decimalen daarvan aangegeven) 418 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN dan de daling. Type: <5 CepM, Zie krt. 3 (PI. I); aan deze ster ontleent de geheele klasse haar naam. Groep a is zeer klein, groep b door een 200-tal sterren vertegenwoordigd. De kleur der Cepheïden is in hoofdzaak geel; met de geleidelijke verandering der helderheid houdt echter een geleidelijke verandering van het spectraal-type gelijken tred en deze veroorzaakt weder (doch naar de waarnemingen leeren zeer geringe) kleurwisselingen. In nauw verband met groep 6 staat die der Clusterveranderlijken (beter: Cumuliden). Bailey ontdekte in 1896 fotografisch, dat een groot aantal zwakke sterren, deel uitmakende van een zeer dichte groepeering, die men gewoon is een sterrenhoop (Eng.: star-cluster) te noemen, aan zeer snelle lichtwisselingen onderhevig was. Van één der door hem onderzochte sterrenhoopen bleek 14% der sterren veranderlijk te zijn, van een tweede 10%, van een derde. 4%. Ook de lichtkrommen van deze sterren (Fig. 113) vertoonen een steile rijzing en een geleidelijke daling, en de opvlamming gescheidt zeer regelmatig in perioden van ongeveer 13 uur en met amplituden van ongeveer im. Ook enkele sterren die niet tot een sterrenhoop behooren, vertoonen een dergelijk helderheidsverloop; tusschen twee maxima in schijnen de Cumuliden een tijdlang een standvastig licht uit te stralen. Een overgang tusschen de Cepheïden en de Algol veranderlijken wordt wellicht gevormd door een 40-tal sterren waarvan P Lyrae (zie krt 3, PI. I) het prototype is. De opvolgende minima zijn hierbij ongelijk van diepte (Fig. 115) en het spectrum komt (zie bldz. 420) noch overeen met dat der Cepheïden noch met dat der Algol-veranderlijken. 3. De M i r a-v e r a n d e r 1 ij k e n kenmerken zich eveneens door gestadige verandering der helderheid, maar in een veel langere periode, met een veel grootere amplitude en zonder de bij de vorige klasse opvallende 418 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN 419 regelmaat. De periode liggen meestal tusschen 200 en 400 dagen, de amplitude bereikt een bedrag van ettelijke, in een enkel geval zelfs een van 9 grootteklassen en deze beide elementen, alsmede het geheele beloop FIG. 114. LICHTKROMMEN VAN d CEPHEI EN f GEMINORUM. FIG. 115. LICHTKROMME VAN ft LYRAE der lichtkromme, zijn telkens kleine en meestal onverwachte bedragen anders. Het achterstaande overzicht der lichtwisseling van Mira, waargenomen door Nijland te Utrecht, geeft van deze onregelmatigheden een duidelijk voorbeeld; M beteekent daarin een maximum, m een minimum, H de daarbij bereikte helderheid, T de periode, Fig. 116 geeft de bijbehoorende licht krommen. 420 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN Men kent thans ongeveer 700 M/ra-variabelen. Hare kleur is meestal roodachtig en volgens sommigen afhankelijk van de fase der lichtwisseling. M H T m H T m m 1905 Febr. 24 2.7 d 1901 Febr. 16 9.5 d 310 316 1906 Jan. 3 4.1 1901 Dec. 29 9.9 338 352 1006 Dec. 7 2.0 1902 Dec. 16 9.8 327 332 1907 Oct. 30 3.5 1903 Nov. 13 9.9 342 339 1908 Oct. 6 3.5 1904 Oct. 17 10.3 336 341 1909 Sept. 7 3.1 1905 Sept. 23 10.4 316 318 1910 Juli 20 3.4 1906 Aug. 7 9.9 Maxima en Minima van Mira Ceti 4. Het U Geminorum-type kenmerkt zich door een opvolging van zeer snelle helderheidstoenamen op volkomen onverwachte en niet te voorspellen tijdstippen; de ster waarnaar deze klasse genoemd is, neemt in enkele uren 5 grootteklassen toe, wordt dus in dat korte tijdsverloop 100 maal zoo lichtsterk en vertoont dan een der beide in Fig. 117 aangegeven regelmatige maxima, een lang, waarbij ze ongeveer 20 en een kort, waarbij ze ongeveer 12 dagen boven de normale helderheid blijft. Van deze klasse kent men slechts 5 sterren. Voegt men bij de tot de bovenbesproken klassen van veranderlijke sterren behoorende nog een 300 tal, waarvan de lichtwisseling onregelmatig verloopt, ruim 700, waarvan het karakter der lichtwisseling nog onbekend is en ongeveer 200 die niet in de genoemde klassen zijn onder te brengen, dan verkrijgt men een totaal van on- 420 3Tüm Qtl FIG. ii 6. MAXIMA EN MINIMA DER LANGPERIODISCHE VERANDERLIJKE MIRA CETI (Deze atet ia niet waarneembaar van half Maart tot half Juli) 422 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN geveer 2400 variabelen. De bestudeering daarvan vergt de gestadige toewijding van een groot aantal waarnemers; ook de Sterrenwacht te Utrecht levert voor dit onderzoek sedert vijf en twintig jaren eene belangrijke" bijdrage. Met uitzondering van de weinige, die zoo helder zijn dat ze reeds op oude sterrenkaarten met een bepaalde letter zijn aangeduid, worden de veranderlijke sterren benoemd hetzij met enkelvoudige of samengevoegde Latijnsche hoofdletters, voornamelijk uit het laatste gedeelte van het alfabet, hetzij met de hoofdletter V gevolgd door het nummer dat zij in de reeks der in een bepaald sterrenbeeld ontdekte veranderlijken innemen. Zoo heeten de drie meest bekende sterren der tweede klasse U (of V4) Geminorum, SS (of V19) Aurigae en RU (of V13) Pegasi. Omtrent de fysische oorzaken der lichtwisselingen tast men bij de meeste veranderlijken voorloopig in het duister; van het ontstaan der lichtkromme van de Algol-veranderlijken is de verklaring reeds jaren geleden gegeven. Van Algol zelf vernamen wij reeds op bldz. 405 dat ze een spectroscopische dubbelster is, waarbij eene regelmatige lichtwisseling noodzakelijk moet optreden, indien het baanvlak slechts een kleinen hoek maakt met onze gezichtslijn en een begeleidster dus op periodiek terugkeerende tijdstippen een deel van het licht der heldere ster komt onderscheppen. Alle waargenomen lichtkrommen van Algol-stertea zijn te verklaren uit de onderstelling, dat zich ook bij haar een dergelijk periodiek verduisteringsproces afspeelt, dat echter afhankelijk is van de betrekkelijke groote helderheid der componenten en van den stand van het baanvlak ten opzichte van onze gezichtslijn en daardoor tot allerlei verschillende vormen van A7<7o/-krommen aanleiding geeft. Wij geven in Fig. 118 en 119 eenige berekende en waargenomen Algol-krommen, waaruit de 422 0 2 4 6 $ n tt FIG. 117. NORMAALKROMMEN VAN U GEMINORUM (Uit: J. van der Bilt. The variable star U Geminorum Recherches Astronomiques de 1'Observatoire d'Utrecht III) 424 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN waarde der onderstelling duidelijkt blijkt. Wij moeten er echter bijvoegen dat door de geringe helderheid van de meeste -A/aoZ-sterren hare dupliciteit spectroscopisch niet is aangetoond en dat in vele gevallen onregelmatigheden in de lichtwisselingen optreden, die alleen door FIG. i.8. BEREKENDE FIG. 119. WAARGENOMEN ALGOL-KROMMEN ALGOL-KROMMEN nieuwe, bijkomende, onderstellingen omtrent de gedragingen van dergelijke dubbelsterren min of meer verklaard kunnen worden. Het spectrum der A/firo/'-veranderlijken is zonder uitzondering dat der witte Helium- of Waterstofsterren en de uit de elementen der stelsels te berekenen dichtheden blijken, in overeenstemming met het ontwikkelingsstadium waarin men zich het iste spectraaltype denkt te verkeeren, tamelijk klein te zijn. Ook van de heldere sterren, behoorende tot de groep der Cepheïden, weet men dat ze zonder uitzondering spectroscopische dubbelsterren zijn, waarvan de omloopstijden met de perioden der lichtwisseling overeenkomen; de maximale helderheid wordt hier waargenomen als de ster ons zoo snel mogelijk nadert, het minimum wordt waargenomen op het tijdstip dat zij zich zoo snel mogelijk van ons verwijdert, en men mag dus 4*4 X>E DUBBELSTERREN EN VERANTJERLIJKE STERREN 425 met reden onderstellen, dat, al is bij deze sterren de lichtvermindering niet door een verduistering te verklaren, zij toch ook hier ontstaan moet uit een of ander proces dat met de dupliciteit der sterren verband houdt. Men heeft dan ook de verklaring gezocht in een mogelijke eb- en vloedbeweging in de dampkringen der dicht om elkaar heen wentelende sterren, welke gepaard zou gaan met een veranderlijke lichtabsorptie, of wel men heeft zich een gemeenschappelijk weerstandbiedend gasomhulsel gedacht, waarin de vóórzijde der voortsnellende ster een hoogere temperatuur zou krijgen. De laatste jaren wint echter de meening veld, dat een periodieke uitzetting en inkrimping van een enkelvoudigen gasbol, dus een voortdurende „pulsatie" daarvan, zoowel de periodieke lijnverschuivingen als de periodieke lichtwisselingen ten gevolge heeft. Wellicht vereischt elke onderafdeeling van deze klasse een afzonderlijke verklaring; vooral die voor het /J Lyrae type is niet gemakkelijk te geven, daar zij gepaard moet gaan met eene verklaring van het zeer samengestelde spectrum, een absorptiespectrum van het iste type, waarin echter naast de lijnen van helium en waterstof emissielijnen van deze zelfde gassen optreden, terwijl de afstanden tusschen de donkere en heldere lijnen aan veranderingen onderhevig zijn, welke geen direct verband met de lichtwisselingen schijnen te hebben. Het spectrum van de groepen a en b der Cepheïden is gelijk aan dat der zon. Van het Mird-type der half^regelmatige veranderlijken, heeft men twee merkwaardige eigenschappen ontdekt, waarmede eene eventueel later te geven verklaring der lichtwisseling rekening moet houden. De eerste eigenschap is deze, dat de kleur der sterren door een hooger nummer uit de kleurenschaal wordt aangegeven naarmate de periode langer is. Voor perioden van ongeveer 270 dagen is de kleur 2C, voor die van ongeveer 340 dagen is ze 5C, terwijl de sterren waarvan de fase der lichtwisseling eerst na ongeveer 420 dagen weder 425 426 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN dezelfde is, het diepe rood 8C hebben aangenomen. De tweede, door Nijland gevonden, eigenschap is deze: de waargenomen perioden groepeeren zich om haar gemiddelde naar de wetten der kansrekening. Wanneer men op de een of andere wijze aan een groot aantal sterren eene periodiek wisselende helderheid kon geven en daarbij de bedoeling had de periode 300 dagen te doen bedragen, dan zou het na afloop van dezen arbeid blijken dat men zich daarmede herhaaldelijk vergist had, d.w.z. dat er allerlei toevallige fouten waren opgetreden, waardoor de gewenschte periode een zekere afwijking had gekregen. Groote afwijkingen zouden weinig, kleine zouden veelvuldig voorkomen en het aantal perioden, dat een bepaald bedrag van 300 zou afwijken, zou van te voren met groote waarschijnlijkheid te voorspellen zijn. Omgekeerd: wanneer bepaalde afwijkingen van 300 inderdaad bij hetzelfde aantal perioden wordt waargenomen als uit de toepassing der waarschijnlijkheidsrekening volgt, dan heeft men het recht daaruit af te leiden, dat ook inderdaad de bedoeling heeft voorgezeten de periode 300 dagen te maken, en dat ook de waargenomen afwijkingen daarvan als „toevallige" fouten zijn op te vatten. In dit geval nu verkeeren de Mira-variabelen en de beide genoemde eigenschappen wijzen er op, dat zij een stelsel vormen, dat dus de lichtwisseling van alle althans in de hoofdtrekken, slechts ééne, gemeenschappelijke verklaring behoeft. Ook deze is intusschen nog niet gegeven; meestal neemt men daartoe in eersten aanleg een rotatie van de sterren om hare assen aan, terwijl dan, in tweeden aanleg in de sterren zelve, evenals in onze zon, maar in heviger mate, een of ander activiteitsproces werkzaam zou zijn. Bij de pogingen om dit in bijzonderheden uit te werken komen dan echter dezelfde partijen scherp tegenover elkaar te staan, die zooals wij in het Elfde hoofdstuk leerden, ook voor de zonneverschijnselen zeer uiteenloopende verklaringen geven. 426 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN 427 Het spectrum van Mira is een absorptiespectrum van Secchi's 3de type, waarin heldere lijnen van waterstof, ijzer en enkele andere elementen optreden; de maximumfase kenmerkt zich door een krachtiger optreden der waterstoflijnen, die daarbij vaak verdubbelingen ondergaan, de minimumfase door een krachtiger optreden der metaallijnen. Het is een spectrum, dat zoo duidelijk getypeerd is, dat men uit de waarneming ervan zoo goed als zeker tot de variabiliteit van de ster, die het uitzond, besluiten kan. Op deze wijze zijn (bldz. 410) talrijke langperiodische veranderlijken spectrografisch ontdekt. Een nauwkeurige bestudeering van 131 spectrogrammen van Mira, verkregen met de groote teleskopen op Mount Wilson gedurende het geheele verloop der lichtwisseling, bracht Joy tot het besluit, dat deze wonderlijke ster een dubbelster moest zijn, en inderdaad zag Aitken in October 1923 de onderstelde begeleidster in den grooten Lick-kijker op een afstand van o."9 van de hoofdster staan; zij was iets helderder dan de 10de grootte. Deze belangrijke ontdekking staat niet op zich zelf; ook de langperiodische veranderlijke X Ophiuchi is gebleken een dubbelster te zijn. In beide gevallen verschillen de spectra der componenten; zoo is van Mira de hoofd-ster een M-ster, (rood) de begeleidster vermoedelijk een B 8 ster (wit). De verklaring van het proces der lichtwisseling wordt er door deze nieuwe feiten niet gemakkelijker op. Wanneer plotseling een- onzichtbare of zeer zwakke ster met enorme snelheid opvlamt tot een opvallende verschijning aan den hemel, om na korten tijd langzaam en met schommelingen in helderheid te verminder ren tot een nauwelijks waarneembaar hemellicht, dan spreekt men van een nieuwe ster. De beschreven lichtkromme is kenmerkend voor alle (zie Fig. 120 en 121); de „Nova die in 190I1 in Perseus zichtbaar 427 428 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN werd, bereikte in twee etmalen hare 400.000-voudige helderheid, welk proces haar van een onbeteekenend hemellicht bracht tot een luister, welke dien van Capella overtrof. Zij behield dezen slechts enkele uren en begon toen zwakker te worden; 4 maanden na hare opvlamming werd ze onzichtbaar voor het bloote oog en ze is FIG. 120. LICHTKROMME VAN NOVA PERSEI (1901) FIG. I2i. LICHTKROMME VAN NOVA GEMINORUM (1912) thans weder tot haar oorspronkelijke onbeduidendheid teruggekeerd. In 1572 had een dergelijk verschijnsel plaats in het sterrenbeeld Andromeda, dat het boven beschrevene nog in glans overtrof; de nieuwe ster werd toen helderder dan Venus in hare maximale helderheid en bleef bijna i1^ jaar zichtbaar voor het bloote oog. Vooral in de 20ste eeuw zijn talrijke verschijningen van nieuwe sterren opgemerkt, waarvan de heldere Novae in Auriga (1892), Perseus (1901), Gemini (1912), Aquila (1918), Cygnus (1920) en Pictor (1925) uitvoerige gegevens geleverd hebben voor 428 DE DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN de beantwoording der vraag hoe men zich het ontstaan en het verloop van een dergelijke gebeurtenis denken moet. Den 2 3 sten Augustus 1901, toen Nova Persei reeds lang niet meer zichtbaar was voor het bloote oog, ontdekte Wolf te Heidelberg, op eene fotografische opname, dat zij in contact was met nevelachtige lichtplekken, die een maand later tot uitgebreide spiraalvormige nevelmassa's bleken te zijn uitgebreid. Deze nevels schenen zich met duizelingwekkende snelheid van de ster te verwijderen en deze bewegingen, zoowel als de wording en vervorming van den nevel, het voortdurend veranderende spectrum en de met de helderheidswisselingen gepaard gaande kleurveranderingen hebben eene bevredigende verklaring van het verschijnsel in den weg gestaan. Ook hier weer levert het interpreteeren van waargenomen verschuivingen, verbreedingen en vervormingen der spectraallijnen en het gedrag der heldere lijnen de grootste moeilijkheden op. Nova Aquilae en Nova Cygni hebben geen spoor van nevelvorming getoond. Jn de laatste jaren zijn bij de bestudeering van fotografische platen tal van zeer zwakke Novae ontdekt in den Andromedanevel (bldz. 439) en in eenige andere spiraalnevels. Wij moeten derhalve dit hoofdstuk besluiten met de verklaring, dat de veranderlijke sterren ons tal van problemen ter beantwoording voorleggen, die ons voorloopig te moeilijk zijn. Van de waarde en de strekking daarvan kan men zich reeds rekenschap geven door te bedenken wat wij van de spectra en de kleuren der hoofdklassen gezegd hebben. Waarom zijn de sterren die ons een verduistering toonen uitsluitend witte sterren, twee zaken die oogenschijnlijk in geen enkel verband tot elkaar staan; waarom vertoonen de gele spectroscopische dubbelsterren geen verduisteringen zooals hare witte naamgenooten, en hoe komt het dat een roode veranderlijke ster „bij voorkeur" een periode van 300 dagen heeft? 430 DE; DUBBELSTERREN EN VERANDERLIJKE STERREN Zoo treedt uit de zoo eenvoudig opgezette waarneming der lichtwisselingen het vraagstuk naar voren, of de banen van dubbelsterren vervormd worden naar gelang zij ouder worden en bij de pogingen om deze vraag te beantwoorden zullen weer andere problemen om oplossing komen vragen, waarop de menschelijke geest gescherpt zal moeten worden. 430 XIX. DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN EN STERRENHOOPEN Door de sterrenbeelden Cassiopeia, Perseus, Wagenwan, Tweelingen, Eenhoorn, Groote Hond, Argo, over het Zuiderkruis, langs de grens van Centaurus, door de Schorpioen en den Schutter en de beelden Ophiuchus, Arend, Zwaan en Cepheus, loopt een breede, onregelmatige, melkwitte lichtband, die zich vooral aan waarnemers die niet behoeven te verblijven op den bodem van een met stof en waterdamp bezwangerde luchtzee, openbaart als een schouwspel van nooit volprezen waardigheid en pracht. Deze melkweg vertoont zich, in grove trekken beschreven, over 2/s van zijn lengte als één enkele band, en over x/a daarvan als twee evenwijdige banden die van a Centauri tot e Cygni loopen en welker tusschenruimte bij nauwkeurige bestudeering met een zeer fijne lichtgevende materie is opgevuld. Deze splitsing blijkt echter bij nadere beschouwing niet de eenige onregelmatigheid te zijn; in allerlei grillige windingen, nu eens met sterk stralende verdichtingen, dan weer met donkere d. i. nagenoeg sterrenlooze lanen1) is deze lichtstrook als een hemelsche chaos tegen de sfeer geprojecteerd en het mysterie van haar wezen is nooit geopenbaard geworden. Geometrisch gesproken is de melkweg ten naastenbij een groote cirkel, waarvan zich de Noordpool bevindt in het Hoofdhaar van Berenice en de Zuidpool bij de ster a van de Beeldhouwerswerkplaats. Een nauwkeurige bestudeering leert echter, dat de zon niet in, maar iets fen Noorden van het vlak van den melkweg staat. Een telescopische beschouwing van dezen gordel leert, x) In het Zd.deel bevinden zich enkele volkomen donkere onderbrekingen van den Melkweg, o.a. een zeer opvallende bij het Zuiderkruis; deze heeten de kotenzakken (zie bldz. 61). 432 DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN dat het waargenomen matte lichtschijnsel afkomstig is van millioenen dicht opeengedrongen zwakke sterren, vaak in niet te tellen aantal in het kijkerveld verschijnende; het valt echter reeds bij een vluchtige beschouwing op, dat de lichtuitstraling niet gelijkmatig is over de geheele lengte van den gordel, dat deze zelf dus Waarschijnlijk niet homogeen is en eerder een bonte mengeling van grootere en kleinere gebieden van ongelijke dichtheid. De melkweg is dus de projectie aan de sfeer van een groepeering van sterren, waarvan men de werkelijke gedaante niet kent. Ongetwijfeld echter moet deze groepeering van groote fysische en dynamische beteekenis voor ons geheele sterrenstelsel zijn. Verschillende waarnemingsfeiten wijzen daar op; zoo bevinden zich bijna alle straks te bespreken sterrenhoopen in —, de meeste nevelvlekken ver van het vlak van den melkweg en dit bevat èn de bewegingsrichting der zon en die der sterrenstroomen van Kapteijn; zoo zijn de sterren van dezen gordel in overwegend aantal blauwwitte Wafersfofsterren en zoowel het aantal zwakke sterren als de breedte van de lichtbanden, schijnen bij het gebruiken van krachtiger instrumenten niet meer in dezelfde verhouding toe te nemen. Uit het geprojecteerde beeld alleen kan men echter den werkelijken vorm niet afleiden en voor een onderstelling daarover is men voorloopig aangewezen op de waargenomen dichtheids- en helderheidsverschillen der opvolgende deelen. Zoo kan men bijv. uit de helderheid en uit tellingen van sterren in bepaalde melkweg-deelen afleiden, dat de strook die door den Zwaan en den Arend loopt, en uit twee takken bestaat, niet overal op denzelfden afstand van ons ligt, zoodat het deel in den Arend veel verder verwij-: derd moet zijn dan de overige deelen. Onze landgenoot Easton te Amsterdam, die jaren lang nagenoeg zonder optische hulpmiddelen den melkweg bestudeerd en in al zijn grillige vormen op voortreffelijke wijze in kaart EN STERRENHOOPEN 433 gebracht heeft, denkt zich de werkelijke gedaante als een spiraalvormige groepeering (Fig. 122) waarvan de kern in de richting van het sterrenbeeld Zwaan ligt en waarvan men zich de windingen zóó denken kan, dat inderdaad het waargenomen projectiebeeld ontstaat; bovendien is het hem in 1912 gelukt een zoo homogeen FIG. 122. MELKWEG NAAR EASTON. S = DE ZON mogelijke fotografische overzichtskaart van den melkweg-gordel samen te stellen uit de aan verschillende sterrenwachten der beide halfronden verkregen opnamen. Hij kwam daarbij tot de verrassende ontdekking niet alleen, dat de fotografische melkweg zeer veel overeenkomst vertoont met den visueel waargenomenen maar dat ook aan kijkers met objectieven van verschillende grootte en met verschillende belichtingstijden tot in bijzonderheden overeenstemmende beelden worden verkregen. Dit was a priori niet te verwachten; men Sterrenkunde 29 434 DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN zou meenen, dat als men op een kort belichte plaat een op een bepaalde wijze „geteekende" groepeering krijgt, dit beeld op een lang belichte plaat onherkenbaar wordt, doordat nu ook de minder volle plekken geheel met sterrenindrukken gevuld worden, waardoor de „teekehmg" verloren gaat. Dit is echter niet het geval; van twee opnamen van hetzelfde melkweggebied bijv., de eene verkregen met een belichting van 3, de andere met een van 13 uur, vertoonde de laatste ongeveer drie maal zooveel sterren als de eerste, maar de kenmerkende vorrruïn van het gebied, de lichtverhoudingen, in het kort: de teekening waren onveranderd gebleven. Na Easton heeft ook Pannekoek zich uitvoerig met de bestudeering van den Melkweg bezig gehouden; zijn deelnemen aan de Nederl. Eclipsexpeditie naar Sumatra in 1926 verschafte hem een welkome gelegenheid, door een verblijf van 3 maanden aan de Bosscha-sterrenwacht, zijn arbeid door waarnemingen aan den Zuidelijken hemel te voltooien. Wij geven in Fig. 123 een der fraaie melkwegopnamen van Barnard, waarin zich een opvallend sterrenarme ruimte bevindt en de grillige lichte groepeeringen doorsneden door geheimzinnig donkere lanen, in volle majesteit zichtbaar zijn.1) Tot de wonderlijke eigenschappen van den melkweggordel behoort ook deze, dat zich daarin of in de onmiddellijke nabijheid er van, in grooten getale dichte opeenhoopingen van sterren bevinden, waaraan men in tegenstelling met de lossere sterreng roepen den naam van stértenh o o p e n gegeven heeft; wij hebben ze in den loop van onze hemelbeschrijving reeds meer dan eens moeten noemen. Hun bouw is als regel geheel verschillend van die van de Pleiaden en Praesepe, die wij in het Derde hoofdstuk ontmoet hebben; in allerlei grillige l) Dergelijke afbeeldingen komen het meest tot haar recht als men ze op een afstand van 2 tot 3 meter bekijkt. FIG. 123. GEDEELTE VAN DEN MELKWEG (Foto Yerkes Observatory) 436 DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN vormen, maar soms in een nagenoeg volkomen ronde gedaante met centrale verdichting, vertoonen zij zich in het veld van den kijker en hun beeld vertoont vooral op de fotografische plaat met groot gezichtsveld een verrassende tegenstelling met de vaak sterrenarme omgeving. _ . ,. Een van de fraaiste sterrenhoopen is die welke zich tusschen £ en r\ Herculis (Krt. 5 PI. I) bevindt en waarin op Mount Wilson bijna 32000 sterren op haar kleur en helderheid zijn onderzocht. Deze sterrenhoop waarvan Pig: 124 een afbeelding is, is voor het bloote oog zichtbaar; hij wordt nog overtroffen door den sterrenhoop co Centauri, die voor bewoners van het Zuidelijke Halfrond gemakkelijk met het bloote oog zichtbaar is en waarin de centrale sterren onmogelijk meer te tellen zijn. Het is deze sterrenhoop, waarvan wij op bldz. 418 vermeldden dat hij een groot aantal veranderlijke sterren herbergt, maar dit is niet de eenige bijzonderheid; in de helderheden van zijne sterren schijnen (en andere sterrenhoopen vertoonen dit in nog sterkere mate) twee bevoorrechte grootten op te treden, terwijl men verwachten zou dat van een bepaalde maximale helderheid af alle trappen van lichtsterkte even talrijk vertegenwoordigd zouden zijn. Het „uitmeten" van dergelijke hemellichten is uiterst moeilijk en kan alleen met veel tijd en geduld op fotografische platen geschieden; de lossere, de z.g. ,,verspreide" sterrenhoopen en vooral de' sterrengrroepen, leenen zich daartoe veel beter en van hen kunnen ook visueel met de ons bekende middelen (micrometer of heliometer) de plaatsen der sterren bepaald worden. Uit eene bestudeering van bijna alle compacte (bolvormige) sterrenhoopen (verspreiding, helderheid, kleur, veranderlijkheid der sterren) heeft vooral Shapley uitkomsten van groote draagwijdte verkregen. Het aantal van deze objecten is, merkwaardigerwijze, zeer gering; er zijn, over den geheelen hemel geteld, nog geen 100 FIG. 124. STERRENHOOP IN HERCULES. GEFOTOGRAFEERD MET DEN 150 cM REFLECTOR OP MOUNT WILSON. BELICHTING 11 UUR 438 DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN bolvormige sterrenhoopen. Shapley vond dat zij zeer ver van ons verwijderd zijn (21000 tot 51000 lichtjaren) en op een bijzondere wijze gegroepeerd zijn met betrekking tot het vlak van den Melkweg. In een gordel van 200 breedte, waarvan dit vlak het midden is, komen zij niet voor, en evenmin bij de polen van dit vlak. De verspreide sterrenhoopen, daarentegen, zijn in grooten getale in- of vlak bij het melkwegvlak te vinden. Voor de verspreide sterrenhoopen en voornamelijk voor de sterrengroepen met hare heldere sterren, heeft men het bewijs voor het fysisch bijeenhooren ook in andere richtingen gezocht en grootendeels gevonden. Zoo leidden Kapteijn en Sitter voor de parallaxis van de op bldz. 54 genoemde sterrenhoopen in Perseus en voor die der Hyaden meetbare bedragen af; zoo vond Elkin (1896) uit eene vergelijking van zijne P/eiaaenmetingen met die welke Bessel 55 jaar vroeger verricht had, dat van 52 door beide waargenomen sterren, er 46 ongeveer eene even groote en gelijkgerichte schijnbare E. B. hebben en daar ook de radiale E. B. der heldere sterren dezelfde gebleken is, zijn meer bewijzen in dit geval haast overbodig. Eene vergelijking der spectra kan, a priori beschouwd, niet veel waarde hebben, daar, ook al zou het aanvangsstadium van alle sterren hetzelfde zijn, toch de verdere ontwikkeling tengevolge van het verschil in afmetingen anders zou verloopen; des te merkwaardiger is het daarom, dat de Pleiaden-sterren, die blijkens de eigen bewegingen bijeen hooren, ook hetzelfde spectrum, n.1. dat der witte Heliumsterren uitzenden en dat er van 204 onderzochte sterren van een sterrenhoop van den Zuidelijken hemel niet minder dan 190 van hetzelfde spectraaltype bleken te zijn! Bij Praesepe en de zeer verspreide groep die wij als sterrenbeeld Coma Berenices hebben leeren kennen, is een dergelijke opvallende overeenkomst in de uitgezonden spectra niet aanwezig. EN STERRENHOOPEN 439 Roode sterren worden in sterrenhoopen nagenoeg nimmer aangetroffen. Lichte plekken, die men ook met de krachtigste kijkers niet in sterren kan oplossen, duidt men als nevelvlekken aan. Of dit echter inderdaad een afzonderlijke klasse van hemellichten is, of dat het sterrengroepeeringen zijn, zóó dicht bijeen, dat de enkele sterren niet meer te onderscheiden zijn, is een vraag die alleen spectroscopisch kan worden uitgemaakt. Dit onderzoek leert, dat de nevels naar haar spectrum in twee groote groepen te splitsen zijn: 1. de groene nevels, die een zeer karakteristiek emissie-spectrum op een zwak continuen ondergrond uitzenden, welk spectrum, behalve tal van bekende lijnen, twee meestal zeer heldere onbekende lijnen in het groen bevat. Te zamen met enkele heldere waterstof- en heliumlijnen zijn zij kenmerkend voor de geheele groep; het fraaiste exemplaar daarvan is de in Plg'l)125 afgebeelde nevelvlek in Orion (zie ook Krt. 9 2. d e witte n e v e 1 s, die een continu spectrum uitzenden zonder eenige aanduiding van emissie- of absorptielijnen. Deze klasse is het fraaist vertegenwoordigd door den in Fig. 126 afgebeelden nevel in Andromeda (zie ook Krt. 4 PI. I). De beide groote spiegelteleskopen op Mount Wilson hebben dezen nevel gedeeltelijk in sterren kunnen oplossen; hieronder bevinden zich 35 veranderlijke sterren, waarvan er 12 Cepheïden van de 18de en 19de grootte bleken te zijn. Daar men de Cepheïden van onze omgeving als sterren van zeer groote lichtkracht heeft leeren kennen, moet de Andromeda-nevel op honderdduizenden lichtjaren afstand staan om ons Cepheïden van dezelfde soort als sterren der 18de grootte te kunnen toonen. Naar hare gedaante verdeelt men de nevelvlekken in drie groepen, waarvan de iste en 3de uit groene, de 2de uit witte nevels bestaat. Deze groepen zijn: 4.39 FIG. 125. DE ORION-NEVEL (Foto Ycrkes Sterrenwacht) FIG. 126. DE ANDROMEDA-NEVEL (Foto Yerkes Sterrenwacht) 442 DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN 1. de onregelmatige, 2. de spiraalvormige, 3. de ring- en planeetvormige nevels, terwijl nevelstor in het Heelal bovendien in den vorm van grillig gevormde sluiers voorkomt en als omhulsel van enkele zwakke sterren (z.g. nevelsterren). Tot de onregelmatige nevelvlekken behoort o.a. de Orionnevel. Deze beroemdste en schoonste van alle nevels is in 1618 door Cysatus tijdens de waarneming van eene komeet ontdekt; hij is daarna herhaaldelijk afgebeeld, het eerst door Huygens in 1656. Reeds dadelijk trok daarbij eene groepeering van vier sterren, die de hoekpunten van een trapezium vormen, de aandacht; in het begin van de 19de eeuw bleek deze ster niet viermaar zesvoudig te zijn. De Orion-nevel is de eerste die gefotografeerd is geworden, n.1. door Draper in 1880, met een belichtingstijd van 51 min. Bij langere exposities blijken zich de, van de centrale nevelwolk vertakkende, gebogen nevelstrepen tot ringen bijeen te voegen, en het geheele sterrenbeeld Orion blijkt in fijne nevelstof, die zich tot de Pleiaden uitstrekt, gehuld te zijn. Ook de Pleiaden zelf zijn in dergelijke nevelsluiers gewikkeld, waarvan er een in 1859 visueel ontdekt werd, de andere na ettelijke uren belichting fotografisch gevonden zijn. Fig. 127 geeft eene opname van Barnard waarop deze nevels zichtbaar zijn en waarin men het Zevengesternte nauwelijks meer herkennen zou. Een zeer merkwaardige onregelmatige nevelvlek bevindt zich in den Zwaan, aan den rand van den melkweg, enkele graden ten Oosten van Deneb. Deze nevel (Fig. 128) was in den grooten spiegeltelescoop van William Herschel ternauwernood zichtbaar, maar ontpopte zich een eeuw later op een opname van Wolf als een fotografisch zeer heldere en uitgebreide nevel, die naar zijne eigenaardige gedaante de Noord-Amerikanevel genoemd wordt. Terwijl van de onregelmatige nevels de werkelijke FIG. 127. DE PLEIADEN-NEVELS (Foto Yerkes Sterrenwacht) OHM13W N3d NI 13A3N-V^ra3WY-CTHOON 3Q '8^'OIrI EN STERRENHOOPEN 445 vormen niet kunnen worden nagegaan, zijn die der twee volgende klassen juist door hare gedaante gekenmerkt. De spiraalvormige nevels ontbreken in de catalogi der beide Herschels en eerst in 1845 bemerkte Rosse, die een zeer grooten spiegeltelescoop tot zijne beschikking had, bij sommige nevels een wervelstructuur; daar dit in kleinere kijkers dan den zijnen niet zichtbaar was, werd aan zijne bewering niet veel geloof geslagen, maar in 1888 heeft de fotografie haar glansrijk bevestigd. De spiraalvormige nevels, voornamelijk de zeer lichtzwakke, zijn bij duizenden aan den hemel te vinden in allerlei verschillende projectievormen. Fig. 129 geeft den bekenden spiraalnevel in de Jachthonden, ongeveer 4° ten Z. W. van t] Ursae maioris, welks vlak ongeveer loodrecht staat op onze gezichtslijn, waardoor de windingen zoo gunstig mogelijk te voorschijn treden. In den Andromeda-nevel daarentegen zien wij waarschijnlijk ëen spiraalnevel, welks vlak nagenoeg samenvalt met de gezichtslijn, waardoor wij de windingen nauwelijks meer geopend zien kunnen. De spiraalnevels kenmerken zich door een centrale verdichting van waaruit diametraal tegenover elkaar twee windingen in denzelfden zin uitstroomen, die zelve vaak weder verdichtingen, (,,nevelkluwens") bevatten. Onze, sedert vele jaren aan het Mount Wilson Observatorium verbonden, landgenoot Van Maanen heeft uit zeer nauwkeurige metingen afgeleid dat van een aantal spiraalnevels, de nevelstof langs de spiraalarmen in beweging is. Later is, bij enkele daarvan, een dergelijke beweging ook door lijnverschuiving in de spectra vastgelegd. De uit deze waarnemingen afgeleide afstanden zijn veel kleiner dan de op bladz. 439 genoemden afstand van den Andromeda-nevel. Het spectrum van deze nevels is zeer samengesteld, alsof een absorptie- en emissiespectrum gezamenlijk op een continuen ondergrond zichtbaar zijn. De ringvormige nevels hebben hun heldersten verte- 448 DE MELKWEG; DE NEVELVLEKKEN genwoordiger in dien, welke tusschen ft en y van de Lier zichtbaar is (Fig. 130). Herschel, die de ruimte binnen den ring ledig waande, noemde hem de „doorboorde nevelvlek" en eerst Rosse bemerkte dat deze ruimte met ijle nevelstof gevuld is. Dit werd fotografisch bevestigd; tevens bleek toen, zooals reeds op bldz. 151 vermeld is, het bestaan van de sterk actinische centrale ster, die visueel ongeveer iSm-5 en dus alleen in zeer krachtige kijkers zichtbaar is. Van dergelijke ringnevels kent men er slechts een vijftal, maar het leidt geen twijfel of de planeetuormige nevelvlekken, die vooral de laatste jaren door haar. spectrum op de opnamen met het prisma-objectief ontdekt worden, behooren tot dezelfde klasse. Zij zijn zeer klein, hoogstens 30", en vertoonen dezelfde sterk actinische kernen als de ringnevels. Uit den samenhang van nevels en sterren, hun groepeering ten opzichte van den melkweg en uit het feit dat de radiale snelheden van gene ongeveer dezelfde bedragen hebben als die van deze, meent men te mogen afleiden dat de nevels, evenals de sterrenhoopen, tot ons sterrenstelsel behooren. Direct gemeten parallaxen zouden dit definitief kunnen uitmaken, maar voor de meting daarvan zijn de objecten te moeilijk en een positief resultaat is dan ook niet gevonden. In elk geval echter zijn de nevels naar onze begrippen reusachtig groot; de ringnevel van de Lier heeft, naar onderzoekingen van Van Maanen, een middellijn van ongeveer 300-, en het helderste gedeelte van den Orion-nevel eene die duizenden malen dien van de iVepfunus-baan overtreft.1) Intusschen loopen de meeningen of alle nevels tot ons sterrenstelsel behooren uiteen; ook naar hunne plaatsing en gedragingen in het Heelal zijn de verschillende *) De parallaxis van den eersten nevel is daarbij gelijk ondersteld aan die van de centrale ster, die van den tweeden nevel gelijk aan die der trapezium-sterren. EN STERRENHOOPEN 449 indeelingen merkbaar. De groote en planeetvormige groene nevels bevinden zich in de nabijheid van den melkweg en kenmerken zich door sterrenarme omgevingen; de witte nevels schijnen daarentegen geen enkel verband met de hen omringende sterrenmassa's te toonen. De duizenden zwakke spiraalvormige nevels zijn in sterke mate bij de polen van den melkweg opeengehoopt, zóó sterk dat Wolf daar op eene oppervlakte van slechts 30 vierkante graden 1728 kleine nevelvlekken fotografisch ontdekte! Kan men zich hieruit eenigszins een beeld vormen van de rol der nevelvlekken in de processen van het Heelal, over het wezen en het lichtend vermogen van deze hemelvormen tast men volkomen in het duister. Sterrenkunde 30 XX. DE NEDERLANDSCHE EN NEDERLANDSCH-INDISCHE ASTRONOMISCHE INSTITUTEN In de volgende bladzijden zal een kort overzicht gegeven worden van de geschiedenis en tegenwoordige werkzaamheid der inrichtingen voor astronomisch en astro-physisch onderzoek, hier te lande en in Oost Indië. Deze inrichtingen zijn, in volgorde van hun ouderdom: 1. De Sterrenwacht te Leiden. 2. De Sterrenwacht te Utrecht. 3. Het Sterrenkundig Laboratorium Kapteijn te Groningen. 4. De helio-physische afdeeling van het Physisch Laboratorium te Utrecht. 5. De Bosscha-Sterrenwacht te Lembang (Java). 6. Het Astronomisch Instituut te Amsterdam. De directeuren van deze inrichtingen geven sedert Nov. 1921 gezamenlijk een tijdschrift met korte bijdragen uit (Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands) dat zich in de paar jaar van zijn bestaan een plaats van beteekenis heeft weten te veroveren onder de astronomische periodieken. Omvangrijke verhandelingen worden door elke inrichting afzonderlijk uitgegeven. DE STERRENWACHT DER RIJKS- (zie.titelPIaat) UNIVERSITEIT TE LEIDEN hee,ft. hare stichting te danken aan de belangstelling in- en bewondering voor het wetenschappelijke werk van Willebrord Snellius. Deze, die in 1613 op 22 jarigen leeftijd zijn vader als hoogleeraar in de Wiskunde was opgevolgd, had zijn beroemd gebleven triangulatie-arbeid en zijn waarnemingen van de heldere komeet van 1618 met, uit eigen middelen bekostigde, instrumenten moeten verrichten. INDISCHE ASTRONOMISCHE INSTITUTEN 451 Na zijn dood in 1626 werd zijn collega Jacobus Golius, hoogleeraar in de Oostersche talen, tevens met het onderwijs in de Sterrenkunde belast; deze kocht uit de nalatenschap van Snellius een groot kwadrant, voor het opstellen, waarvan het Curatorium der Hoogeschool in 1632 zorg droeg.1) Zoo ontstond de Leidsche Sterrenwacht als een vierhoekige houten toren op het dak van het Universiteitsgebouw, met daarnaast een kamertje voor het opstellen van eenige kleinere instrumenten ten behoeve van het onderwijs en van 2 hemelglobes, die eigendom waren van de Universiteits-bibliotheek. Het gebouwtje kwam in 1633 gereed; het was, hoe bescheiden ook van opzet, de eerste officieele sterrenwacht in Europa. De sterrenwacht van den Landgraaf Wilhelm IV van Hessen (1561) en die van Tycho Brahe in Denemarken (1580) waren persoonlijk eigendom geweest. Het observatorium op het Universiteitsgebouw onderging in 1689 een, door den aankoop van nieuwe instrumenten, noodig geworden verbouwing en werd daarna niet vernieuwd vóór 1817. Waarnemingen of onderzoekingen van beteekenis werden er in al die jaren nauwelijks gedaan. Nu eens was er een bekwaam en voortvarend directeur, maar een kortzichtig curatorium, dan weer was het omgekeerde het geval. De lijdensgeschiedenis is later uitvoerig verteld door prof. Kaiser in het iste deel van de Annalen der Sternwarte in Leiden (1868). In 1815 werden de Universiteitsgebouwen aan den Staat toevertrouwd, die zuinigheidshalve een nieuw observatorium, tegen alle bedenkingen in, weder op het Universiteitsgebouw liet inrichten en wel zóó onoordeelkundig dat er met de instrumenten geen nauwkeurige waarnemingen konden gedaan worden. In 1823 werd Wederom een verbouwing tot stand gebracht om een grooten, door Koning Willem I geschonken spiegelteleskoop te kunnen plaatsen. Dit instrument bleek zoo goed als onbruikbaar te zijn. In 1826 werd de, toen *) Dit instrument is nog aanwezig. 452 DE NEDERLANDSCHE EN NEDERLANDSCH- 18 jarige F. Kaiser als observator aan de sterrenwacht verbonden, die er als zoodanig ï i jaar lang zoo goed en zoo kwaad als het ging, gewerkt heeft. In 1837 tot hoogleeraar benoemd, mocht hij eindelijk de voldoening smaken zich in het bezit gesteld te zien van een nieuw instrumentarium, maar dit vereischte een opstelling die in het observatorium met geen mogelijkheid tot stand gebracht kon worden. Onvermoeid heeft Kaiser gepleit voor een geheel nieuwe sterrenwacht en in woord en geschrift getracht de belangstelling voor de astronomie in Nederland te doen ontwaken. Het geluk diende hem ten slotte, toen Dr. G. Simons in 1856 Minister van Binnenlandsche Zaken werd; deze was indertijd observator geweest aan de sterrenwacht te Utrecht en zijn liefde voor de astronomie was nooit verflauwd. Hij bracht de voor den bouw van een nieuwe sterrenwacht noodige gelden op de begrooting, en 1 October 1858 werd begonnen met den bouw van een groote sterrenwacht op een deel van den Hortus botanicus, gelegen aan de W. lijke bocht van den Witten singel. Het gebouw kwam in 1860 gereed; een jaar later werd de reeds op blz. 120 genoemde meridiaancirkel opgesteld, die tot voor kort het hoofdinstrument der Sterrenwacht is gebleven. Het door Kaiser voor dit instrument opgemaakte werkprogram werd overgenomen en uitgebreid door zijn beide opvolgers H. G. en E. F. van de Sande Bakhuyzen. De aan den Leidschen meridiaancirkel verrichte waarnemingen en de groote zorg, die aan de verwerking ervan werd besteed, hebben jarenlang de bewondering der astronomische wereld gewekt. Het instrumentarium werd in 1885 uitgebreid met een visueelen refractor van 26 cM., thans nog het hoofdinstrument voor visueele waarnemingen buiten den meridiaan (plaatsbepaling van planetoïden en kometen, helderheidsbepaling van veranderlijke sterren, uitmeting van dubbelsterren enz.); en in 1897 met een fotografischen dubbelrefractor van 33 cM. (zie blz. 126). In 1918 INDISCHE ASTRONOMISCHE INSTITUTEN 453 onderging de sterrenwacht bij het optreden van den tegenwoordigen directeur Prof. Dr. W. de Sitter, een algeheele reorganisatie, zoo wat het werkprogram als de gebouwen betreft. Er zijn nu drie afdeelingen, de fundamenteele, de astrophysische en de theoretische afdeeling. De eerste steunt nog steeds op het werk aan den meridiaancirkel; zij staat onder leiding van Dr. C. H. Hins, terwijl Dr. J. H. Oort het theoretische deel van deze afdeeling voor zijn rekening heeft genomen. De tweede, onder leiding van Prof. Dr. E. Hertzsprung, beschikt over den reeds genoemden fotografischen dubbelrefractor, over een nieuwe dubbele camera voor fotografische fotometrie en over verschillende moderne meet-instrumenten. In de derde afdeeling, de theoretische, werken Prof. de Sitter en Dr. J. Woltjer aan vraagstukken voornamelijk betrekking hebbende op de mechanica der bewegingen in het zonnestelesl. Dr. W. H. van den Bos, ten slotte, gebruikt de groote visueele refractor ten behoeve van dubbelstermetingen en werkt tevens aan de bepaling van dubbelsterbanen. De Sterrenwacht bezit een keurig museum van historische merkwaardigheden; men vindt daar o.a. eenigt zeer fraaie, oude astrolabia, een paar kleine globes van Blaeu, benevens den eenigen, in Nederland aanwezigen heliometer. Zijn grootste waarde ontleent het museum echter aan de groote verzameling lenzen en andere reliquiën van Christiaan Huygens. Van de reeds genoemde „Annalen der Sternwarte in Leiden" is het 14de deel in bewerking. Het is uit het bovenstaande duidelijk dat de Leidsche Sterrenwacht thans een veelzijdige werkzaamheid ontplooit. De directeur heeft deze nog vergroot door een regeling te treffen met den directeur van het Union Observatory te Johannesburg welke hierop neerkomt, dat de astronomen dier beide instellingen wederzijds het recht hebben op eikaars instituten te komen werken en zoodoende onderzoekingen kunnen doen aan beide 454 DE NEDERLANDSCHE EN NEDERLANDSCH- hemelhalfronden. Prof. Hertzsprung en Dr. van den Bos hebben van deze regeling reeds profijt getrokken. DE STERRENWACHT DER RIJKS- is. sl.echts wei" UNIVERSITEIT TE UTRECHT n^Jon^r^n , die te Leiden. Na eenige mislukte pogingen om den toren van het toenmalige stadhuis (den Huyze Hazenbergh) daartoe te bestemmen werd in 1642 besloten „dat men in plaetse van *?.en toorn °P Hazenbergh tot de astronomische speculatiën zal accomoderen den Smeetoorn". Deze, tot de vestingwallen van de stad behoorende toren was in 1145 gebouwd en in 1429 hersteld. Terwille van zijn nieuwe bestemming verving men nu de torenspits door een achtkanten koepel, verbouwde deze in 1680 en vergrootte het observatorium in 1818. De eenige astronomische werkzaamheid bestond toen nog in het doen van waarnemingen ten behoeve van den tijd-dienst. In 1826 kwam daarin verandering; de toenmalige directeur Prof. G. Moll had voor eene hoogleeraarsbenoeming te Leiden bedankt en uit erkentelijkheid daarvoor schonk de vroedschap van Utrecht hem / 10.000 voor het aanschaffen van instrumenten. Hij kocht daarvoor een astronomische pendule, een meridiaankijker en een parallactischen kijker van Fraunhofer (d = 11,5 cm.; f = 195 cm.) en legde daarmede den grondslag voor een moderner uitrusting. De drie genoemde instrumenten zijn nu — 100 jaar later — nog in vrij goeden staat en worden geregeld gebruikt (zie o.a. blz. 108 en 192). De Smeetoren had toen vijf verdiepingen elk van één kamer. De onderste was woonkamer, de 2de slaapkamer van den observator; dan volgden de zolder en de collegekamer en daarboven bevond zi«h het plat met den koepel, waarin men ternauwernood rechtop kon staan. Toen de toren moest worden afgebroken, werden op het oude bolwerk Sonnenborgh, dat van 1650-1724 den „academischen kruidtuin" had gedragen, een kleine sterrenwacht en een meteorologisch instituut gebouwd. Het instrumentarium INDISCHE ASTRONOMISCHE INSTITUTEN 455 werd vergroot met een parallactischen kijker van Steinheil (d = 26 cm.; f = 319 cm.) die nog steeds het hoofdinstrument der Sterrenwacht is. Deze werd in 1881 opnieuw vergroot door den aanbouw van een 3de toren met werkkamer en in 1909 nogmaals met twee kamers voor de bibliotheek. Het Meteorologisch Instituut was in 1896 naar de Bilt overgebracht en bij de laatste vergrooting der Sterrenwacht brak men het oude gebouw af en verving het door een nieuw gebouw, bestaande uit een Directeurswoning, een paar kamers voor den Observator en een collegezaal. Evenals te Leiden berustte ook te Utrecht het onderwijs in de Sterrenkunde jaren lang bij docenten in andere vakken. In de 18de en de eerste helft der 19de eeuw bekleedden geleerden van naam als Van Musschenbroek (natuurkundige), Hennert (Duitsch wijsgeer en sterrenkundige), Van Beeck Calkoen (wiskundige) en Moll (natuurkundige) het directoraat der Utrechtsche sterrenwacht. De eerste afzonderlijke docent was A. S. Rueb, Lector astronomiae van' 1843-1854. J. A. C. Oudemans en M. Hoek volgden als buitengewoon hoogleeraar; de laatste werd 8 jaar na zijn benoeming gewoon hoogleeraar. Hij overleed in 1873 en nadat de veelzijdige Buijs Ballot 2 jaar lang de sterrenkunde onderwezen had, werd Oudemans, die intusschen 18 jaar lang Chef van den Geografischen Dienst in Ned. Indië was geweest, ten tweede male directeur (1876-1898). Hij werd opgevolgd door den tegenwoordigen directeur Prof. Dr. A. A. Nijland. De beide genoemde refractors leenen zich bij uitstek tot het doen van visueele waarnemingen van veranderlijke sterren naar de Stufen-methode (zie blz. 414), het micrometrisch bepalen der plaatsen van planetoïden en kometen en tot allerlei practische oefeningen van studenten. Publicaties van eenigen omvang verschijnen als „Recherches astronomiques de 1'Observatoire d'Utrecht", waarvan het 10de deel in bewerking is. 456 DE NEDERLANDSCHE EN NEDERLANDSCH- De Utrechtsche sterrenwacht stelt sedert meer dan 30 jaren, een of meer zeeofficieren die aangewezen zijn om het commando te voeren over een van Hr. Ms. opnemingsvaartuigen in Ned. Indië, in de gelegenheid zich de practijk der astronomische plaatsbepaling met een universaal-instrument eigen te maken. Zij worden daartoe gedurende een half jaar te Utrecht gedetacheerd. HET STERRENKUNDIG te. Groningen dankt LABORATORIUM KAPTEYN fjn ontstaan aan & begeerte van J. C. Kapteijn, de eerste hoogleeraar in de sterrenkunde aldaar (1878-1920) om, toen het bleek dat zijn wensch — een fotografische kijker — niet vervuld zou worden, tóch een veld van practischen wetenschappelijken arbeid te vinden. Gill was aan de sterrenwacht te Kaapstad in 1885 begonnen met het fotografeeren van den Zuidelijken hemel om daarvoor een fotografischen overzichtscatalogus (C. D. zie blz. 365) samen te kunnen stellen, op dezelfde wijze als Argelander en Schönfeld het visueel voor den Noordelijken hemel hadden gedaan. Het uitmeten der fotografische platen zou daarbij veel meer moeite en tijd kosten dan het fotografeeren zelf en toen Gill daar in Engeland personeel noch toestellen voor kon krijgen, bood Kapteijn aan de platen te Groningen uit te meten. In een paar kleine kamers, hem welwillend afgestaan door den Directeur van het fysiologische laboratorium toog hij aan het werk aan een zelf bedacht en door een smid uit stukken van oude instrumenten samengesteld meet-toestel, en volbracht daarmede de meer dan één millioen waarnemingen die vereischt werden. Het „laboratorium" verhuisde later naar het tijdelijk leeg staande huis van den Commissaris der Koningin, weer later naar het zelfde gebouw waarin Kapteijn begonnen was, maar dat nu, door den bouw yan een nieuw fysiologisch laboratorium, geheel ter zijner beschikking kon worden gesteld. Den i6den Januari 1896 INDISCHE ASTRONOMISCHE INSTITUTEN 457 werd dit „Sterrenkundig laboratorium", het eerste, en vele jaren lang het eenige, in zijn soort in gebruik genomen. De Cape Durchmusterung kwam in 1899 gereed en onmiddellijk daarna begon Kapteijn aan de taak die hij zich tot levensdoel had gesteld: het onderzoek van den bouw van het Heelal. Ook hiervoor werden de platen elders opgenomen, zoo o.a. te Helsingfors, Kaapstad, Pulkowa, Potsdam, enz. De uitkomsten van de talrijke te Groningen verkregen statistische en theoretische onderzoekingen, voornamelijk van Kapteijn, de Sitter en van Rhijn, zijn opgenomen in de „Publications of the Astronomical Laboratory at Groningen" waarvan er reeds 40 verschenen zijn. Na het aftreden van Kapteijn wegens het bereiken van den 70 jarigen leeftijd, volgde zijn assistent, Dr. P. J. van Rhijn hem als hoogleeraar en directeur van het laboratorium op. Zijn medewerker is thans Dr. W. J. Klein Wassink. Op het Internationale Astronomische Congres te Rome in 1922 zeide de voorzitter in zijn openingsrede dat er drie dingen waren, die in de meer dan 50 jaren welke hij als actief astronoom had gekend, het aanzien van zijne wetenschap hadden gerevolutioneerd. Deze waren: de fotografie, de groote kijkers en het Groningsche Laboratorium. J. C. Kapteijn overleed in 1922. Het college van Curatoren der Universiteit besloot daarna zijn naam blijvend aan dien van het laboratorium te verbinden. DE HELIO-PHYSISCHE AFDEELING VAN " *en HET PHYSISCH LABORATORIUM DER RIJKSUNIVERSITEIT TE UTRECHT • haar ontstaan dankt aan de behoefte van W. H. Julius om zijn dispersie-theorie der zonne-verschijnselen (zie blz. 214) zooveel mogelijk uit te werken aan de hand van eigen waarnemingen. Daartoe werd tusschen 1914 en 1918 een der vleugels van het Physische laboratorium geheel verbouwd en er ontstond een inrichting die, wat 458 DE NEDERLANDSCHE EN NEDERLANDSCH- den kijker betreft, vergelijkbaar is met den kleinen toren op Mount Wilson. Op het dak van het gebouw staan twee spiegels, als in fig, 69 afgebeeld; zij zenden het licht door een verticalen kijker (d = 26 cm.; f = 13 Meter) die een zonnebeeld van ongeveer 12 cm. geeft. Dit valt op de spleet van den collimator, (f = 4 Meter) en na dezen doorloopen te hebben op een rooster van Rowland van 8X5 cm. oppervlakte. Het spectrum keert door den zelfden kijker terug (beginsel der autocollimatie van Littrow) en kan vlak naast de spleet waar het licht intrad, worden waargenomen. Deze spectrograaf kan ook dienst doen als spectroheliograaf (zie blz. 141); de daarmede verkregen opnamen worden beschikbaar gesteld voor het internationale coöperatieve onderzoek der zon. Door een ingenieuse inrichting kan men met dezen spectro-heliograaf gelijktijdig opnamen maken in twee verschillende lichtsoorten. Na den dood van Prof. Julius in 1925, is dit Heliophysische Instituut gesteld onder leiding van Dr. M. G. J. Minnaert. DE BOSSCHA-STERREN- 8ele&en °P de Zuidelijke WACHT TE LEMBANG helhl1^ ™ den Goe" noeng Tangkoeban Prahoe, is gebouwd door de, op initiatief van den Heer K. A. R. Bosscha in 1920 opgerichte Nederl. Indische Sterrenkundige Vereeniging. Zij ligt ruim 13 00 M. hoog en de terreinen beslaan een oppervlakte van ruim 5 H.A. Het hoofdinstrument is een groote, door den Heer Bosscha geschonken dubbelen refractor van 60 cm. opening en 10.5 M. brandpuntsafstand; een van deze kijkers wordt gebruikt voor de fotografische bepaling van sterre-parallaxen, de andere voor verschillende visueele metingen. De verdere instrumenteele uitrusting bestaat uit 2 visueele kijkers van 19 en 16 cm. opening, een kijker voor het fotografeeren van een vergroot zonsbeeld, 2 moderne kijkers voor fotografische fotometrie en een INDISCHE ASTRONOMISCHE INSTITUTEN 459 paar kleine camera's (f ongeveer 3c!) voor extra-focale opnamen van den Melkweg. De leiding van deze nieuwe sterrenwacht, waarop Ned. Indië met reden trotsch mag zijn, is toevertrouwd aan Dr. Ir. J. G. E. G. Voüte. Met de publicatie der waarnemingen in de „Annalen van de Bosscha-sterrenwacht" is reeds een aanvang gemaakt. HET ASTRONOMISCH INSTI- °nder leiding van TUUT DER GEMEENTE-UNI- , . A . " VERSITEIT TE AMSTERDAM nekoek' 1S "gerust met verschillende moderne meet-instrumenten. Deze worden gebruikt voor het, op fotografische opnamen, bestudeeren van de helderheid van sterren, de plaatsen en intensiteiten van spectraal-lijnen, de oppervlakte-helderheid van nevelvlekken, van deelen van den Melkweg enz. Het Instituut werd in 1921 geopend. Onderzoekingen van eenigen omvang verschijnen in de J.Publications of the Astronomical Institute of the University of Amsterdam", waarvan in 1924 het iste deel is uitgekomen. Behalve aan de hierboven genoemde sterrenwachten en instituten, worden er nog geregeld waarnemingen (in hoofdzaak helderheidsschattingen van veranderlijke sterren) gedaan door Dr. M. Esch, S. J. met den 23 cm. refractor van het Ignatius Kollege te Valkenburg (L). De uitkomsten worden geregeld gepubliceerd in de „Astronomischen Nachrichten". Tabel I. — Schijnbare afstanden aan de sfeer. Afstand GEVORMD DOOR DE BOGEN 2° P — y Lyrae; a — y Aquilae. 2i S — f Orionis. 3 P — y Ursae minoris. 34 y — f Leonis. 44 Castor—Pollux; a— /? Canis minoris; y — rj Leonis. a — 0 — a — y = • — i Cassiopeiae; « — j; Boötis; P — 7 Aquilae; o — r/ Leonis. • 54 a — p Ursae maioris. 7 f — rj Ursae maioris. 74