I ijn^n^ IN HET RIJK VAN ZON EN STERREN IN HET RIJK VAN ZON EN STERREN DOOR I Dr A. J. M. WANDERS 47 FIGUREN EN 44 AFBEELDINGEN BUITEN DE TEKST ERVEN J. BIJLEVELD - UTRECHT - 193 8 Aan mijn Moeder VOORWOORD Dit boek staat geheel op zichzelf. Echter, daar het in ’t bijzonder het rijk der sterren tot onderwerp heeft, mag men het desgewenscht opvatten als een vervolg op De Planeten en hun Raadsels, dat twee jaar geleden verscheen. Daar het genoemde werk zich uitsluitend bezighield met de wereld van ons zonnestelsel, richtte men van verschillende zijden tot ons het verzoek, ook een boek te wijden aan de wereld buiten dat zonnestelsel. Het resultaat van een proeve in die richting wordt hiermede den lezer overhandigd, vergezeld van de wensch onzerzijds, dat dit boek eenzelfde onverwachte belangstelling ten deel moge vallen, als aan De Planeten gewerd. Bij een bespreking van het zonnestelsel was het nog mogelijk, in zekeren zin naar volledigheid te streven. Door de uitgebreidheid van ons huidig onderwerp kan van volledigheid in dit werk helaas geen sprake meer zijn. We hebben echter getracht door een geschikte keuze van onderwerpen het geheele terrein van astronomisch onderzoek in een aantal afgeronde hoofdstukken zoo goed mogelijk te bestrijken, terwijl we ons een iets grooter uitvoerigheid veroorloofden ten opzichte van verschillende problemen, die eerst zeer onlangs een bevredigende oplossing vonden. Ook ditmaal komt een woord van dank toe aan allen, die ons op eenigerlei wijze bij de samenstelling van dit boek van dienst zijn geweest; inzonderheid aan Prof. C. Störmer in Oslo, die de afbeeldingen van PI. VIII, en Dr. H. Strebel te München, die de beide fraaie zonnevlek-opnamen van PI. V ter beschikking stelde; aan Dr. J. Vreeswijk, Jr., die niet alleen de drukproeven heeft doorgelezen, maar ook ditmaal wederom het meerendeel der tekstfiguren vervaardigde; en tenslotte aan de Uitgevers, die ook nu weer op ruimhartige wijze zorg hebben willen dragen voor een fraai uiterlijk van het geheel. Utrecht, November 1938. A. J. M. W. INHOUD Voorwoord. blz. 5 Hoofdstuk I: Reuzentelescopen. blz. 11 De vreemdsoortige oorsprong van het Lick-observatorium — Hoe een lenzenkijker werkt — Een roem die aan ons land ontgaat — De eerste kijkers met fouten en gebreken — Reuzentelescopen van 50 m in de „grijze oudheid” — Het wonder van een dubbellens — Kroonglas en flintglas — Hoe men optisch glas bereidt — Moderne reuzenkijkers — Waarom spiegeltelescopen? — Hoe een spiegelkijker werkt — Voordeelen boven de lenzenkijker — De reuzentelescopen der vorige eeuwen — Zilverlaag en aluminiumneerslag — Hoe slijp ik een spiegel? — De avontuurlijke geschiedenis van de Hooker-telescoop — Wonderen van moderne techniek — De a.s. spiegel van 5 m middellijn — Reuzenspiegels der toekomst. j Hoofdstuk II: Een Wereld van Vuur. blz. 4 3 De zon als hemellichaam — Zonnevlekken — De zon draait om een as — Het felle licht der zonnevlekken — Granulatie — Sprookjesachtige hulpmiddelen der moderne sterrekunde — Astraallichamen en nog wat — De zon ontleed in zijn bestanddeelen — Gloeiende wolken van calciumdamp en vurige wervels van waterstofgas — Wervelstormen in de zonsatmosfeer — De rustelooze zon — Protuberansen — De corona — Sterrewachten en zonnewachten — Het levensrhythme van ons daggesternte — De booze zon. Hoofdstuk UI: Vallende Sterren. blz. 59 Het hemelsch vuurwerk van 1933 — Hoe ontstaat een „sterrenregen”? — Kosmisch stof doorklieft de dampkring — Waarom een meteoor gaat gloeien — Een uitstapje in het rijk der atomen — Sterrenregens die terugkeeren — De Leoniden — Een sterrenregen wordt vermist — Storingen van de planetenwereld — Radianten — De oorsprong der meteoorgruis-ringen — Een opzienbarende ontdekking — Staartsterren in staat van verval — De Draconiden en de komeet van Giacobini-Zinner. HOOFDSTUK I Reuzentelescopen. De vreemdsoortige oorsprong van het Lick-observatorium — Hoe een lenzenkijker werkt — Een roem die aan ons land ontgaat ■— De eerste kijkers met fouten en gebreken — Reuzentelescopen van j o m in de „grijze oudheid” — Het wonder van een dubbellens — Kroonglas en flintglas — Hoe men optisch glas bereidt — Moderne reuzenkijkers — Waarom spiegeltelescopen? — Hoe een spiegelkijker werkt — Voordeelen boven de lenzenkijker — De reuzentelescopen der vorige eeuwen — Zilverlaag en aluminiumneerslag — Hoe slijp ik een spiegel? — De avontuurlijke geschiedenis van de Hooker-telescoop — Wonderen van moderne techniek — De a.s. spiegel van 5 m middellijn — Reuzenspiegels der toekomst. Mr. James Lick, Amerikaansch multi-millionair, was een zonderling man. Dit is geen onthulling of zoo, want iedereen die hem kende zou het onmiddellijk hebben toegegeven, te beginnen met de lui die de boompjes moesten planten met de takken in de grond en de wortels in de lucht. Want Mr. Lick liet boompjes planten met de takken in de grond en de wortels in de lucht. Het scheen hem de eenvoudigste manier toe om uit te maken, of hij iemand die om werk was komen vragen in dienst zou nemen of niet. De clou was dan, dat wie zijn orders uitvoerde zonder meer, mocht blijven, maar wie bezwaren maakte — hoe plantkundig juist de tegenwerpingen overigens ook mochten wezen — dien kon hij niet gebruiken. ■ REUZENTELESCOPEN Met dit voor oogen hoeft het ons niet meer te bevreemden, dat diezelfde Mr. Lick — die zijn millioenen verdiend had met het succesvol speculeeren in grond — het plan opvatte om zich ter eeuwigdurende nagedachtenis als grafmonument een marmeren pyramide te laten bouwen, nog grooter dan het vermaarde bouwwerk van Cheops in Egyptenland. Of eigenlijk één voor hemzelf en één voor zijn vrouw, dus twee pyramydes, die daar dan als een paar reusachtige bakens aan de kust van de Stille Oceaan den schepelingen reeds op groote afstand de Vereenigde Staten in het oog zouden doen vallen. Gelukkig echter deed zich ten aanzien van dit plan een voor de sterrekunde bijzonder prettige omstandigheid voor: het bleek namelijk dat onze millionair voor rede vatbaar was. Een sterrekundige slaagde erin hem aan het verstand te brengen, dat voor het doel eener onsterfelijke nagedachtenis een reuzentelescoop veel effectiever zou blijken te zijn dan een pyramide in de buurt van de kust, welk monument in geval van oorlog immers maar de vernielzucht van den vijand op zou wekken; terwijl daarentegen een sterrewacht, ergens in het binnenland, hoog op een berg, in dit opzicht volkomen veilig moest worden geacht. Bovendien zouden de astronomen, aan wie het observatorium met zijn kostbaar instrument zou worden toevertrouwd, er wel degelijk voor waken, dat dit monument ter nagedachtenis aan James Lick, Esq. zorgvuldig onderhouden werd. Allemaal factoren die den stichter toch niet zonder belang moesten voorkomen. Mr. Lick zag dit alles in. En aan dat inzicht dankt het beroemde Lick-observatorium, hoog op de Mt. Hamilton, een berg in Califomië, zijn ontstaan en zijn 36-duims kijker. — Lick schonk in 1874 een som van 700 000 dollar voor het bouwen van een kijker, die „machtiger zou zijn dan eenige andere ter wereld,” zooals het in de stichtingsacte verluidde; alsmede voor de inrichting en het onderhoud van een bijpassende sterrewacht. Veertien jaren gingen voorbij met de bouw van het instru- DE EERSTE STERREKIJKERS of mindere mate onscherp. En evenzoo zijn ook die kleuren niet anders dan te wijten aan de omstandigheid, dat een lens de witte lichtstralen niet enkel van hun weg afbuigt, maar Ze tegelijk ontleedt in de bekende kleuren van de regenboog, met als gevolg, dat bijvoorbeeld het brandpuntsbeeld van de gele lichtstralen verder van de lens af ligt dan dat van de groene, en deze op hun beurt weer verder dan de blauwe. Een reuzen telescoop van eenige tientallen meters uit de zeventiende eeuw. En zoo is het dan ook wel niet te verwonderen, datdegroote Engelsche natuurgeleerde Isaac Newton, die zich veel met deze kwesties had beziggehouden, omdat ze voor de sterrekunde van zoo buitengewoon belang waren, toen hij eenmaal kon bewijzen dat een lens zonder kleurschifting een onmogelijkheid was, er toe kwam om de refractor dan maar verder de refractor te laten, teneinde zijn tijd te gaan besteden aan de verbetering van de spiegeltelescoop, die met dit gebrek althans niet behept was, en waardoor de vooruitzichten daar dan ook ineens een heel stuk rooskleuriger genoemd moesten worden. 2 In het Rflk van Zon en Sterren REUZENTELESCOPEN Op de spiegeltelescoop komen we straks nog wel terug, maar wat de refractor betreft zag Newton de toekomst toch. te donker in. Natuurlijk is het volkomen waar wat hij beweerde, dat iedere lens „chromatische aberratie” (zoo heet die kleurschifting ook wel met een geleerd woord) moet vertoonen; maar daarmee was nog niet gezegd dat twee lenzen te zomen noodzakelijk aan hetzelfde euvel zouden moeten lijden. En dat werkelijk de eene lens om zoo te zeggen goed kan maken wat de andere bederft, — als ze maar gemaakt zijn van glassoorten die verschillend kleurschiftend vermogen hebben, — dat werd het eerst ingezien door een ander genie: den Duitschen wiskundige Leonard Euler, en in Engeland werd hetzelfde bewezen in de praktijk door John Dollond — een beroemd lenzenslijper uit het midden der 18e eeuw, die van kroonglas en flintglas inderdaad zulke feillooze objectieven bouwde. Feilloos dan, vergeleken met de voormalige toestanden op dit gebied. Op welke wijze twee lenzen samen een dergelijk wonder kunnen bewerkstelligen is niet zoo moeilijk in te zien. Het eenige wat we moeten blijven bedenken is, dat het vermogen van een lens om een witte lichtstraal te breken (dus van zijn oorspronkelijke weg af te buigen) en dat Andere vermogen, om wit licht in kleuren te ontleden, twee totaal verschillende dingen zijn, die eigenlijk niets met elkaar hebben uit te staan. Zoo buigen bijvoorbeeld flintglas en kroonglas toevallig het licht even sterk af, maar de kleurschifting van het „flint” is ongeveer tweemaal zoo sterk als die van het „kroon”. Combineert men nu een dubbelbolle kroonlens met een platholle flint-lens van de halve sterkte, dan zullen de beide kleurschiftingen elkander volkomen opheffen, terwijl het geheel, wat het afbuigen van de lichtstralen aangaat, werkt als een lens die half zoo sterk is als de kroon-lens alleen. Een en ander vindt men in nevenstaande afbeelding toegelicht. Bovendien is er nog een andere, heel gelukkige eigenschap van een objectief dat uit twee lerizen is samengesteld: we kunnen er ook die onpleizierige wazigheid van het beeld mee kwijt raken... wanneer we de dikten van de twee lenzen en WONDERLIJKE WERKING VAN EEN DUBBEL-LENS de krommingen hunner oppervlakken maar geschikt kiezen. Het zal wel geen uitdrukkelijke vermelding meer behoeven, dat moderne kijkerobjectieven, van de grootste tot de kleinste natuurlijk allemaal (minstens) van dergelijke lenzenparen of „doubletten zijn. Somtijds vindt men zelfs wel 3 of nog meer lenzen tot een objectief vereenigd. Bestond het kijkerobjectief slechts uit de kroonlens, dan zouden het brandpunt der roode (R) en dat der violette (V) stralen niet samenvallen. De flintlens heft de kleurschifting welke de kroonlens veroorzaakt echter precies op, zoodat roode en violette lichtstralen bij deze lenzencombinatie wèl hetzelfde brandpunt hebben. Toch was men zelfs met die Dollondsche z.g. achromatische objectieven nog niet waar men wezen moest. Want toen dan eindelijk de ergste gebreken van de baan waren, kwam er een verder zwak punt van de vroegere kijkerbouw met hinderlijke duidelijkheid aan het licht: de \waliteit van het glas waaruit de lenzen werden geslepen. Wat er van de gelijkmatige samenstelling van glas terecht komt, wanneer er bij het gieten geen speciale voorzorgsmaatregelen genomen worden, wordt onmiddellijk duidelijk voor iedereen die eens een kijkje neemt door sommige vensterruiten, om dan de grillige bochten te ontwaren waarin zich de meest kaarsrechte contouren van de buitenwereld schijnen te wringen, en te verwringen, zoodra men zijn hoofd maar een klein weinigje verplaatst. We begrijpen dan meteen dat er aan de vervaardiging van spiegelglas, dat dergelijke ver- REUZENTELESCOPEN schijnselen niet teweegbrengt, blijkbaar heel wat meer zorg moet worden besteed. Maar zelfs hiermee is het gieten van Z.g. optisch glas toch nog in de verste verte niet te vergelijken. Voornamelijk de fabricage van grootere stukken flintglas baarde vroeger aanzienlijke moeilijkheden. Flintglas toch bevat flinke hoeveelheden lood-oxyd (menie) en dat zware lood probeerde onder het smelten voortdurend naar de bodem te zakken, met de meest nadeelige gevolgen voor de gelijkmatigheid van de glasmassa, op welke gelijkmatigheid hier alles aankomt. Glas wordt gemaakt uit een mengsel van zand, soda en kalk, waarvan de juiste verhouding voor iedere glassoort nauwkeurig bekend is. Heeft men die verschillende stoffen eenmaal zorgvuldig afgewogen en goed dooreen gemengd, dan wordt dat mengsel in een glasoven tot smelting gebracht, waarna men het onder aanhoudend machinaal roeren ongeveer een 24 uur goed laat doorkoken. Bij dat koken verbindt zich dan het zand met de overige bestanddeelen tot ingewikkelde „silicaten”, d.w.z. tot glas, en is dat koken nu gedaan, dan haalt men de aarden smeltkroes uit de vuuroven en giet de gesmolten glasmassa in platte ronde chamotte-vormen. Zoo gaat het althans bij het maken van glasschijven voor een groot objectief. Liet men dit alles nu maar verder aan zijn lot over, dan zou het stollende glas al spoedig stukspringen, tengevolge van de sterke spanningen, die er bij de snelle afkoeling binnenin het glasblok ontstaan. Daarom wordt de vorm dan ook geplaatst in een koeloven, d.i. een ruimte waarbinnen men de temperatuur langs electrische weg, uiterst geleidelijk, graad voor graad kan laten dalen. Dit koelproces heeft tot doel om iedere spanning, die zich in het glas mocht bevinden, kwijt te raken, om zoodoende te voorkomen dat er later bij het slijpen toch nog gevaar voor springen van de lens zou kunnen ontstaan. Daarom is dat „fijnkoelen” dan ook niet een kwestie van enkele uren of HOE MEN OPTISCH GLAS MAAKT een paar dagen, maar zijn er soms zelfs maanden mee gemoeid. Maandenlang ziet men zijn geduld aldus op de proef gesteld, voordat dan eindelijk blijkt of het stuk glas aan de verwachtingen beantwoordt, of wel volkomen waardeloos is geworden, bijvoorbeeld omdat het bij het koelen misschien de eerste dag de beste al in stukken is gesprongen ... Is nu dat grootsch opgezette koelproces ten einde, dan kan het glas voor de eerste maal op zijn kwaliteit onderzocht worden. Boven- en ondervlak worden allereerst geslepen en vervolgens gepolijst, en de bruikbare stukken zaagt men uit. Zijn deze nu groot genoeg, dan zijn we klaar, maar het gebeurt ook vaak, dat ze voor het beoogde doel te klein zijn. In dat geval zit er niets anders op dan het smelten van voren af aan te beginnen. — Zoo mislukte het gieten van de schijf kroonglas voor het groote Lick-objectief niet minder dan negentien keer. Eerst na vier jaar konden er twee bruikbare schijven worden afgeleverd. En daarmee was dan nog enkel maar het glas verkregen, waaruit de lenzen moesten geslepen worden! Natuurlijk zou er ook over dit nieuwe avontuur: het slijpen van een stel lenzen van haast een meter doorsnee heel wat te vertellen zijn. Wat het zeggen wil zulke reuzenlenzen te slijpen met de graad van volmaaktheid die ze tegenwoordig bezitten, is misschien wel het duidelijkst als men bedenkt, dat een afwijking van slechts Vioooo millimeter in de dikte van de lens voldoende is om het gevormde beeld te bederven! Op de techniek van dat slijpen zullen we echter thans niet uitvoe-1 riger ingaan; het komt nog wel ter sprake bij de vervaardiging van telescoopspiegels (blz. 31). We volstaan met de mededeeling dat de beroemde firma Alvan Clark aan de vormgeving van het objectief van de Lick-refractor een jaar lang onafgebroken gewerkt heeft. Natuurlijk heeft men aan zoo’n paar lenzen alleen nóg niets. Wil men ze kunnen gebruiken, dan moeten ze in een passende kijkerbuis gemonteerd worden, en wil men met een REUZENTELESCOPEN dergelijke kijker kunnen werken, dan moet er ook handig mee zijn om te gaan. Daarom vereischt het bouwen van zulke reuzeninstrumenten een eerbiedwekkende ingenieurskunst.—Het zal dan ook wel niemand verwonderen, dat van de Lick-kijker alleen reeds het objectief (dat 300 kilogram weegt) de fabelachtige som van 120.000 gulden kostte, terwijl bovendien het bouwen van de kijker, waarin dit lenzenpaar gemonteerd werd, bijna nog eens evenveel verslond. Maar daarvoor werd het de astronomen, die dat instrument baas moesten kunnen, dan ook wel gemakkelijk gemaakt. Zoo is het voor den waarnemer, die achter het oculair gezeten is, bijvoorbeeld mogelijk om, zonder dat hij daarvoor behoeft op te staan, de 12000 kilo zware kijker naar ieder willekeurig punt van de hemel te richten; waarbij hij dan tegelijk, door middel van lange microscopen, de juiste positie van het gevaarte af kan lezen op een paar verdeelde cirkels (zeven meter van hem vandaan!) die zich bevinden aan de zware assen waar het instrument om draait. Bovendien is men in de gelegenheid om de heele vloer, die een gewicht van 25000 kilo vertegenwoordigt, over een afstand van 7 meter te laten rijzen of dalen, wat noodig is om de ooglens van de 18 meter lange kijker in iedere willekeurige stand te kunnen bereiken ... Precies zulke enorme cijfers — maar dan ieder voor zich nog een tikje grooter — vallen er te noemen in verband met de nog ontzaglijker refractor van de Yerkes-sterrewacht (zie plaat II), waarvan het objectief zelfs nog vier duim (dus 10 cm) grooter is dan dat van Lick, en bijgevolg 102 cm in diameter meet. Maar dat is dan ook de allergrootste lenzenkijker die er bestaat, en het ziet er niet naar uit dat dit record nog ooit zal worden overtroffen; het is zoo goed als zeker dat men met deze twee Amerikaansche topprestaties gekomen is aan de grens der mogelijkheden op dit gebied. Immers al zou men zelfs met succes lenzen van nog grooter afmeting kunnen slijpen (en ook dat staat zeer te bezien), dan moet de toenemende glasdikte van die lenzen toch beletten, dat we WAAROM SPIEGELTELESCOPEN? er aan totale lichtsterkte op vooruit zouden gaan, eenvoudig omdat de dikker wordende glaslaag veel meer licht gaat opslorpen dan we winnen door de oppervlakte der lenzen te vergrooten. Nu is het echter een feit, dat de oplossing van alle groote kosmische problemen die thans aan de orde zijn ten nauwste samenhangt met het lichtverzamelend vermogen der sterrenkijkers. Wanneer ons oog ’s avonds objecten van geringe helderheid waarneemt, is de pupil wijder geopend dan overdag. Hoe wijder de pupil openstaat, hoe meer licht er in ons oog valt, en hoe lichtzwakker voorwerpen er dus nog vallen waar te nemen. Nemen we nu een kijker te hulp, dan vergrooten we onze oogpupil eigenlijk kunstmatig tot een afmeting, die overeenkomt met die van de kijkerlens. Vandaar de zeer Zwakke sterretjes die een flinke telescoop ons nog vertoont. Maar zelfs een 36-duimer als de Lick-telescoop, of een 40 duimskijker als die op Yerkes zijn nog in niet in staat om ons b.v. de sterren in de dichtstbijzijnde spiraalnevel te laten zien. Wanneer de sterrekunde zich in haar hulpmiddelen dan ook tot lenzenkijkers had moeten beperken, zouden we dus nog immer in onwetendheid verkeeren omtrent de duizelingwekkende afstanden waarop die vreemde melkwegstelsels zich bevinden (zie hoofdstuk XI). Evenmin zou er — om nog maar één ding te noemen — reden zijn geweest om te gelooven aan een uitdijend heelal (behalve dan misschien theoretische gronden) omdat we van sterrenstelsels die met tienduizenden kilometers-in-de-seconde van ons weg vliegen nog niet het minste vermoeden zouden hebben ... Behalve het grooter lichtverzamelend vermogen is er nog een ander punt waarom groote kijkers te verkiezen zijn boven kleinere; men zou het misschien het best kunnen weergeven met te zeggen dat grootere kijkers scherper zien dan andere van bescheidener afmeting. Daar bedoelen we dit mee: REUZENTELESCOPEN Wanneer we met een kleine kijker onder sterke vergrooting naar de sterren kijken, dan zien we geen lichtpuntjes, maar kleine schijfjes. Vroeger heeft men wel gemeend dat het de afmeting van de ster zelf was, die op die manier aan het licht kwam, maar dat kan het toch niet zijn, want bij gebruik van een grootere kijkerlens wordt dat sterrenschijfje juist pleiner! Men weet thans dat de oorzaak van het verschijnsel te Zoeken valt in de eigenaardigheden van het licht. Omdat licht nu eenmaal bestaat uit trillingen, die een bepaalde golflengte hebben, buigen de lichtstralen die de kijker binnenkomen Zich om de randen van het objectief heen, en vormen zoo in het brandpunt dat lichtschijfje. — Wil een kijker nu bijvoorbeeld sterren kunnen onderscheiden die heel dicht bijeen staan, zooals nauwe dubbelsterren, dan mogen die sterreschijfjes niet zoo groot zijn dat ze practisch geheel op elkaar vallen Hoe grooter nu de kijkerlens is, hoe kleiner de lichtschijfjes zullen zijn, en hoe minder spoedig de sterre-beeldjes elkander zullen overdekken. Het gevolg is dat een grootere kijker dicht bijeen gelegen lichtpuntjes nog zal kunnen „oplossen”, die een kleiner instrument allang niet meer scheiden kan. Het „oplossend vermogen” van een kijker neemt toe, naarmate de objectieflens grooter is. De afbeelding laat zien wat een kleine, een middelmatige en een flinke kijker van een vrij nauwe dubbelster te zien geven. Zoo kan de grootste refractor ter wereld, met zijn objectief van 40 duim, nog net dubbelsterren splitsen met een HOE EEN SPIEGELKIJKER WERKT onderlinge afstand van Vio boogsecunde. En dat is heel mooi, want Vio boogsecunde is zooiets als de dikte van een hoofdhaar, gezien op een afstand van 120 meter! Maar dat is dan ook de uiterste grens en voor de tallooze veel nauwere sterrenparen is zelfs de 40 duimer op Yerkes volkomen immuun. Gelukkig dus maar dat de astronomen bij het probleem van de „opening” (diameter) hunner telescopen reeds van den beginne af nog een tweede pijl op hun boog hadden; een pijl — om het zoo eens uit te drukken — in de vorm van een holle spiegel (model scheerspiegel dus). Want vooreerst heeft ook zoo’n holle spiegel een brandpunt en kan hij dus evengoed als een lens een beeldje van een hemellichaam vormen. En wanneer we dit brandpuntsbeeldje dan weer met een loupje (een oculairlens dus) bekijken en vergrooten, zijn we met de spiegeltelescoop alvast weer even ver als met de lenzenkijker. Natuurlijk heeft het zijn bezwaren dat we, om het beeld te kunnen zien, nu eenmaal in de spiegel moeten kijken. Terwijl een lens immers het licht doorlaat, kaatst een spiegel — ook een holle spiegel! — dit terug, zoodat we bijgevolg met ons hoofd de invallende lichtstralen in de weg komen. Maar met een kleine kunstgreep is dit bezwaar wel te ondervangen. Men laat de stralen, even voordat ze in het brandpunt samenkomen, door middel van een schuinstaand vlak spiegeltje om een hoekje buigen (fig. blz. 26), waardoor het beeldje recht tegen de zijwand van de kijker wordt geworpen. Daar bevindt zich dan een opening met het oculair er in, zoodat we ons beeld op die manier rustig kunnen bekijken, zonder de lichtstralen met ons hoofd te hinderen. — Tenminste dat is één manier. Soms ook kaatst een tweede, kleinere spiegel het licht van de eerste terug, om dan tenslotte een brandpuntsbeeldje te vormen dat achter de groote spiegel gelegen is. Deze laatste bevat daartoe dan een centrale opening om de lichtstralen door te laten (fig. p. 27). REUZENTELESCOPEN Een groot voordeel van de telescoopspiegel is dat hij zich gemakkelijker laat slijpen dan een lens. Immers bij een spiegel is er maar één oppervlak dat meedoet, namelijk dat, hetwelk het licht terugkaatst, terwijl er bij een kijkerobjectief, dat, zooals we gezien hebben, altijd minstens uit twee lenzen is samengesteld, niet minder dan vier oppervlakken geslepen —• en heel nauwkeurig geslepen — moeten worden. Evenals een lens vereenigt de holle telescoopspiegel de lichtstralen die hij opvangt in een brandpunt tot een beeld. Alvorens de stralen evenwel in het brandpunt samenkomen, buigt een vlak spiegeltje deze terzijde, waarna het brandpuntsbeeld door den waarnemer met het oculairloupje zonder bezwaren kan worden bekeken. Een ander aanzienlijk voordeel van de spiegel is, dat er bij1 de terugkaatsing van het licht niet de minste kleurschifting optreedt, zoodat roode en gele lichtstralen tezamen met groene en blauwe in een-en-hetzelfde brandpunt samenkomen, wat bij een lens niet het geval is. Om bij een spiegel nu bovendien ook beelden te verkrijgen, die zoo scherp mogelijk zijn, slijpt men hem niet „sferisch” (bolvormig), maar geeft hem de gedaante van een „paraboloïde”. Dat klinkt heel geleerd, maar het wil niets anders zeggen dan dat men, volgens een bepaald recept, de spiegel naar het midden toe een klein weinigje dieper moet uithollen dan VOORDEELEN VAN EEN SPIEGELTELESCOOP het geval zou wezen als zijn gedaante zuiver bolvormig was. Intusschen is dat parabolisch slijpen een heele toer, en de groote kunst is, om die „correctie” precies op de juiste plaats en in de juiste mate aan te brengen, anders bederft men meer dan men goed wil maken. Om beurten heeft men in de loop der tijden — d.w.z. Soms ook worden de lichtstralen, voordat ze in het brandpunt samenkomen, door een bol spiegeltje teruggekaatst. In dat geval doorboort men de groote spiegel, om het licht door te laten. sinds de uitvinding van de kijker, een goede 300 jaar geleden — nu eens aan lenzen, dan weer aan spiegels de voorkeur gegeven. Maar nu de techniek van het spiegelslijpen in de laatste tientallen van jaren (vooral door Prof. G. W. Ritchey in Amerika) zoo uiterst verfijnd is geworden, dat men gerust kan beweren dat met de reuzenspiegels van tegenwoordig — van anderhalve, twee, en twee-en-een-halve meter middellijn! — practisch wel het ideaal van slijpkunst werd bereikt, nu blijkt toch, dat de toekomst van de sterrekunde ten nauwste samenhangt met de afmetingen van de spiegeltelescoop. Toch is dat bouwen van reuzenspiegels niet iets wat men eerst in onze eeuw heeft durven ondernemen. In 1750 begon William Herschel (in Engeland) er al mee. — Herschel was eigenlijk organist, maar hij is een van de grootste sterrekundigen van alle tijden geworden, en dat misschien wel REUZENTELESCOPEN alleen, omdat een vriend hem eens in zijn spiegeltelescoop de sterrenhemel had laten zien. Dat maakte een zoo overweldigende indruk op Herschel, dat hij zich aan het werk zette om zelf zoo’n spiegel te gaan slijpen, want geld om er een te koopen had hij niet. Hij zou er trouwens weinig aan gehad hebben, want het formaat van die toenmalige kijkers was hem veel te klein. Nu kwam er vroeger bij een dergelijk karweitje heel wat kijken, want de mannen van het vak bewaarden hun geheimen angstvallig, en iedereen die het ook wilde probeeren moest eenvoudig van meet af aan beginnen, d.w.z. met het uitvinden van een geschikt metaal om er de spiegel uit te slijpen. Maar Herschel liet zich niet ontmoedigen, en het werk lukte hem op den duur zoo goed, dat hij het zelfs tot een spiegel van 1.20 meter doorsnee gebracht heeft. Een vijftig jaar later — dus zoo omstreeks het midden der vorige eeuw werd dat gevaarte van Herschel nog overvleugeld door een nog grootere telescoop, gemaakt door Lord Het eerste spiegeltelescoopje dat door Newton vervaardigd werd. De buis is ongeveer i j cm lang. Het ooglensje rechts bovenaan is duidelijk te zien. REUZENSPIEGELS UIT VROEGER EEUWEN Rosse, en waarvan de spiegel zelfs een middellijn had van 1.80 meter. Natuurlijk waren zulke reusachtige instrumenten — vooral in die tijd — verschrikkelijk lastig te hanteeren. Alleen de spiegel van Rosse woog al meer dan 4000 kilogram, en de kijker in zijn geheel was nog eens viermaal zoo zwaar! De grootste spiegeltelescoop van Europa, met een middellijn van i.8o meter, door Lord Rosse in 1845 opgericht te Parsonstown in Ierland. Bovendien werden de spiegels toenmaals vervaardigd van Z.g. spiegelmetaal, meestal een alliage van twee deelen koper op één deel tin, en dat kaatste maar de helft van het licht terug, dat er op viel. Daarbij kwam nog, dat dit spiegelmetaal niet goed tegen de „tand des tijds” bestand bleek te zijn. De gepolijste oppervlakken boetten op den duur zooveel van hun glans in, dat die eens zoo vermaarde spiegels van Her- REUZENTELESCOPEN schel en Rosse op het oogenblik bijvoorbeeld volmaakt onbruikbaar zijn geworden. Natuurlijk was het jammer dat er zelfs bij een splinternieuwe metaalspiegel wegens het beperkte reflectievermogen 50% van het licht verloren moest gaan, en daarom probeerde men dan ook al van allerlei andere metalen, tot zuiver zil- De ontzagwekkende afmetingen van de reuzentelescoop van Lord Rosse worden hier veraanschouwelijkt door den man die we hier, met hooge hoed en al, rechtop in de kijkerbuis zien staan. ver toe. Nu zou zilver in zekeren zin buitengewoon goed hebben voldaan, want het kaatst niet minder dan 96 procent terug van het licht dat er op valt,... maar jammer genoeg laat het zich absoluut niet tot spiegels slijpen, daarvoor is het metaal veel te taai, en voor goede spiegels heeft men hard en bros materiaal noodig. Glas bijvoorbeeld zou prachtig zijn — maar dat reflecteert nu weer bijna niets. Later heeft men ontdekt, hoe langs chemische weg dunne laagjes zuiver zilver op een glasoppervlak konden worden be- HOE MEN TELESCOOP SPIEGELS SLIJPT vestigd, zonder dat er ook maar iets aan de vorm van de spiegel werd bedorven, en sindsdien worden telescoopspiegels enkel nog maar uit glas geslepen, dat dan na afloop met zoon zilverlaagje overdekt wordt. Betrekkelijk kort geleden is men zelfs nog een stap verder kunnen gaan, doordat men metalen door middel van electrische verhitting leerde verstuiven. Daardoor werd het mogelijk om voorwerpen met een uiterst dun laagje van een willekeurig metaal te bedekken. Langs deze weg heeft men glasspiegels kunnen voorzien van een aluminiumvliesje, dat een even hoog terugkaatsend vermogen bezit als zuiver zilver. Het voordeel is echter dat een aluminiumbedekking zijn spiegelend vermogen jaren achtereen ongerept behoudt, terwijl een zilverlaag regelmatig vernieuwd moet worden. De techniek van het spiegelslijpen is betrekkelijk eenvoudig — veel eenvoudiger dan een buitenstaander doorgaans wel vermoedt. Het komt hier op neer, dat men een dikke rondö glasschijf zoo lang heen en weer beweegt over een zuiver bollen metalen vorm (de z.g. slijpschaal) waarop een bepaald slijpmiddel (carborundum) is aangebracht, tot de glasschijf de kromming van de slijpschaal heeft verkregen. Is het zoover, dan is het z.g. grofslijpen klaar, en men herhaalt hetzelfde proces een aantal keeren met slijpmiddel van telkens fijnere korrel. Zoo lang, tot de spiegel eindelijk egaal mat geworden is. Daarna kan met polijsten worden begonnen. Voor die gelegenheid wordt de harde slijpschaal vervangen door een zachte pekvorm, en voor het slijpmiddel komt zeer fijnkorrelig polijstrood in de plaats. Gedurende dat polijsten verkrijgt de spiegel dan tenslotte Zijn prachtige glans. Maar... dan begint het belangrijkste werk pas, want nu moet de spiegelholte nog parabolisch worden gemaakt. Veelal gebeurt dat paraboliseeren gedurende het polijsten, en wel door niets anders dan door de be- REUZENTELESCOPEN wegingen, die men daarbij met de spiegel uitvoert, op een geschikte manier te varieeren. Daarin bestaat nu voor het grootste deel de eigenlijke kunst van den spiegelslijper: in het kunnen beoordeelen, wat voor uitwerking iedere soort beweging van het polijstwerktuig heeft op de gedaante die de spiegelholte verkrijgt. En dat is werkelijk een zeer groote kunst, want dat vormgeven luistert bijzonder nauw. — Daarom gingen er dan ook maanden en maanden overheen, voordat bv. van de groote 60 duimsspiegel (dus van 1J m middellijn) op Mt. Wilson de sferische gedaante gelijkmatig tot een zuiver parabolische was uitgediept — wat op z’n hoogst een verschil uitmaakte — in diepte — van V,* mm! Maar dan moeten we bedenken, dat de afwijking van de ideale vorm van het ongeveer twee vierkante meter groote spiegeloppervlak op geen enkel punt meer dan één tienduizendste deel van een millimeter mocht bedragen. Men zal moeten toegeven, dat dit alles nogal afschrikwekkend klinkt. Maar ik geloof toch, dat wanneer iemand als Herschel zich door dergelijke getallen van ongelooflijke moderne nauwkeurigheid van de wijs had laten brengen, hij hoogstwaarschijnlijk maar liever organist was gebleven, en ten minste nooit aan het zelf slijpen van een telescoopspiegel was begonnen. Ik moet er dan ook volledigheidshalve bij zeggen, dat er ook spiegels zijn, die zelfs in ’t geheel niet geparaboliseerd hoeven te worden; dat ligt allemaal aan de afmetingen van de telescoop. De heele kwestie komt nl. hierop neer: of bij de spiegel die we willen maken de zuivere bolvorm veel van de paraboloïde afwijkt of niet. En nu is het zoo, dat die twee steeds minder van elkaar gaan verschillen, naarmate bij eenzelfde spiegelgrootte de brandpuntsafstand toeneemt. Door deze brandpuntsafstand maar groot genoeg te maken kan men het zelfs zóó uitmikken, dat het heelemaal Zonder parabolische correctie gaat. Deze laatste opmerking moge voornamelijk dienen om de Boven : De Hooker-telescoop der Mt. Wilsonsterrewacht in aanbouw. Links: De telescoop gereed. Rechts: Prof. G. W. Ritchey, die de 2.50 m spiegel van de Hooker-telescoop vervaardigde. PLAAT III DE HONDERD-DUIMS-TELESCOOP VAN MT. WILSON Nu is het waar dat de lichtstralen bij een spiegel in het geheel niet door het glas heen hoeven, omdat de zilver- of alumimumlaag die het licht terugkaatst — in tegenstelling tot onze gewone spiegels voor huis- of tuingebruik niet onder maar boven op het glas ligt. Bij een lens is dat anders; daar moet het licht doorheen, en daar zal dan ook iedere onzuiverheid in het glas storend werken. Zoo erg is het dus bij een spiegel nu wel niet, maar dat neemt toch niet weg, dat ook bier de grootste voorzorgen vereischt worden, om te voorkomen dat de spiegel naderhand kuren zou gaan vertoonen, die de preciese vorm van zijn oppervlak zouden kunnen bederven. Daarom bestelde men dus maar bever een nieuwe schijf. Dat was echter gemakkehjker gezegd dan gedaan, want het is een feit dat die schijf, tot op den dag van vandaag toe, nog nooit werd verzonden. Ofschoon men bij St. Gobain z’n best genoeg deed. Men bouwde er zelfs een geheel nieuwe oven, die twintigduizend kilogram glasmassa tegehjk kon verwerken ... Maar de eerste schijf die er uit kwam sprong stuk bij het langzaam afkoelen, en het jaar daarop een tweede evenzoo. Toen besloot men op Mount Wilson om dan toch maar aan de oorspronkebjk afgeleverde glasschijf te gaan werken. Tenslotte, zoo meende men terecht, bevonden de luchtblaasjes Zich ver genoeg onder de oppervlakte om er bij het skjpen geen last van te krijgen. Maar ook de verdere bewerkingen liepen niet zoo vlot van stapel als men wel gewenscht had. Zoo moest er niet minder dan drie jaar lang gepohjst worden! Glas reageert zeer vlug op temperatuurswisseling, en nu bleek het, dat er door de wrijving van het pokjstwerktuig over de spiegel zooveel warmte ontwikkeld werd, dat telkens na een paar uur het werk voor de rest van de dag moest worden stopgezet. Eerst de volgende morgen kon dan worden nagegaan, aan de hand van uiterst gevoebge proeven met hchtstralen, wat voor re- REUZENTELESCOPEN sultaten de vorige dag had opgeleverd. Maar na zes jaar was de spiegel dan toch klaar, en in het voorjaar van 1917 kon hij, langs een speciaal daartoe aangelegde weg, met groote vrachtauto’s tegen de helling van de Wilsonberg worden opgesleept, waar alles voor zijn komst in gereedheid was gebracht. Want er was inmiddels hard gewerkt aan de verschillende requisieten (allemaal natuurlijk in mammoet-formaat) die nu eenmaal noodig zijn voor het perfect functioneeren van een dergelijk monster-instrument. — Zoo weegt de kijkerbuis, samen met de z.g. pool-as (d.i. de vork waarin hij rust; Zie PI. I en III) niet minder dan 100.000 kilogram; en om nu de ontzaglijke wrijving, die de beweging van dat alles in tappen onvermijdelijk mee zou brengen, grootendeels op te heffen, heeft men aan beide einden van de poolas reusachtige holle stalen trommels aangebracht, die op hun beurt weer drijven in nog grootere bakken met kwikzilver. De opwaartsche druk van dat kwik maakt nu nl. voor 90 procent evenwicht met het honderd-tons-gewicht dat er op drijft, waardoor blijkbaar alle ernstige slijtage radicaal wordt uitgeschakeld. Intusschen is de heele opstelling zoo solide, dat het voor den waarnemer aan het oculair nauwelijks te merken is, wanneer er iemand langs het open ijzerwerk van de kijkerbuis naar omhoog klautert! — Toch luistert aan den anderen kant het heele instrument zóó nauwkeurig naar de geringste fijnregeling van zijn beweging, dat het mogelijk is om met de regulateur het beeldje van een ster over het onderdeel van een boogseconde in het gezichtsveld te verplaatsen! — Is er eenmaal ingesteld op het een of ander hemellichaam, een ster bijvoorbeeld, dan zorgt een zwaar drijfwerk ervoor dat de kijker deze in z’n schijnbare beweging langs de hemel precies blijft volgen, terwijl de open spleet in de koepel automatisch meedraait! Een dergelijk instrument wordt natuurlijk electrisch be- DE KOMENDE ^-METER-SPIEGEL diend. Een vijftigtal electromotoren, die de waarnemer op een schakelbord naast zich een voor een kan aanzetten, geven snelle of langzame bewegingen aan de kijker, brengen de koepel van het gebouw aan het draaien, of brengen het platform voor den observator, dat van de zoldering afhangt, in iedere gewenschte stand ten opzichte van het oculair. Maar ook met die honderd-duimskijker was men nog niet tevreden. Want al heeft deze z.g. Hooker-telescoop (die een geschenk is van den millionnair J. D. Hooker, vandaar de naam) ons in de loop van zijn 20-jarige werkzaamheid ook veel geleerd, hij heeft toch ook een groot aantal problemen opgeworpen, waarvan alleen maar met zekerheid te zeggen is, dat slechts een nog machtiger instrument ze eerst zal kunnen oplossen. Daarom stelde het Rockefeller Instituut tien jaar geleden gelden ter beschikking voor de bouw van een 200-duims kijker. Besloten werd om de spiegel niet massief te maken, maar aan de onderzijde gedeeltelijk hol, waardoor ongeveer de helft aan gewicht kon worden bespaard. En dat is op een Zwaarte van 30 a 40 duizend kilogram heel wat. Om voorts zooveel mogelijk vervormingen van die kolossale glasschijf door temperatuur-invloeden te voorkomen, werd na langdurige proefnemingen het plan opgevat om de nieuwe spiegel te vervaardigen van pyrex-glas. Pyrex-glas is in hooge mate ongevoelig voor warmte-invloeden en daarom als spiegelmateriaal bijzonder geschikt. Die 200-duims schijf is in 1934 gereed gekomen. Na een eerste mislukking, in Maart van dat jaar, waarbij een stuk van de gietvorm los liet, werd in December een nieuwe poging ondernomen, die, na een koelproces van weer bijna een jaar, volkomen geslaagd bleek te zijn. Van allerlei gevaren hebben inmiddels de aanstaande spiegel al bedreigd. Eerst trok er een zware aardbeving door de staat New York heen, en niet lang nadien werd de koeloven, REUZENTELE SCOPEN bij een overstroomings-epidemie in Amerika bijna onder water gezet. — Gelukkig zijn beide perikelen echter goed doorstaan en is de schijf in Maart 1936 per spoor naar zijn bestemming gebracht, d.w.z. naar Califomië, alwaar hij geslepen, gepolijst en veraluminiseerd zal worden. Ook dat vervoer heeft nogal wat voeten in de aarde gehad, want het was nog heelemaal niet zeker of de tunnels en de spoorbruggen der Vereenigde Staten wel hoog genoeg waren om de rechtopstaande glasschijf in zijn metalen kist door te laten. Het bleek te gaan, maar op sommige plaatsen gelukte het dan ook maar nèt, en bleven er slechts enkele centimeters speling over. De reis geschiedde per speciale trein, met een slakkengangetje van 40 km per uur, en omdat men alleen overdag reed, was de schijf vijftien dagen onderweg. De nieuwe telescoop zal te zijner tijd worden opgesteld op de Mount Palomar, een 1800 meter hooge bergtop op 150 km afstand van Mount Wilson. Natuurlijk was men het liefst op de Wilson-berg, of althans in de onmiddellijke nabijheid van de technisch zoo uitstekend toegeruste Mt. Wilsonsterrewacht gebleven. Jammer genoeg echter is de Mt. Wilson de laatste jaren niet meer het ideale oord van het begin dezer eeuw voor het bouwen van een observatorium. De gestadige uitbreiding van de steden in de omgeving is aan de hemel een nachtelijk lichtschijnsel te voorschijn gaan roepen, dat hinderlijk werd voor de astronomische waarnemingen. En zeker een zoo lichtsterk instrument als de a.s. „200-inch” zou hier de nadeelige gevolgen van moeten ondervinden. Daarom is men opnieuw gaan zoeken, verder het bergland in, en na vele nauwgezette proefnemingen heeft men het oog laten vallen op Mt. Palomar, waar, gelijk gezegd, de nieuwe telescoop zal worden opgericht. Wanneer dat wel zal zijn, laat zich natuurlijk niet op een maand, en blijkens de ervaringen zelfs niet eens op een jaar na bepalen. Het zorgvuldig parabolisch slijpen van zoo’n DE CEL-SPIEGELS VAN PROF. RITCHEY enorme 20 ton zware schijf kan nog van allerlei verrassingen brengen. Maar men rekende indertijd op een jaar of vijf, en daarvan is thans het grootste gedeelte al verstreken. Laat ons dus hopen dat het gewichtig moment niet ver meer is. Dat men overigens zelfs met de a.s. monstertelescoop, met zijn spiegel van 5 meter middellijn, nog niet aan de grens der mogelijkheden geraakt is, blijkt uit de wel haast fantastische plannen die de geniale schepper van de groote spiegels van iy2 en 2]/2 m, Prof. Ritchey eenige jaren geleden (voordat er van de nieuwe 200-la\ aftee\enen. Een andere mogelijkheid is er bij de zon niet, omdat haar atmosfeer slechts enkpV duizenden kilometers hoog is en niet duizendmaal hooger, zooals het eigenaardige gasomhulsel van de ster in de Voerman. Tot zoover de geschiedenis van Zêta Aurigae. Het is het voornaamste van wat er ontdekt werd — voorloopig! — met betrekking tot dit vrij onopvallend hemellicht, en het zal wel voldoende zijn om het ongeduld te verklaren waarmede de wereld der sterrekundigen de eerstvolgende eclips afwacht van dit interessante sterrenpaar. Welke gebeurtenis op 19 December van het jaar 1939 een aanvang moet nemen, om te duren tot 27 Januari daaropvolgend. HOOFDSTUK IX Novae en Supernovae, De Nieuwe Ster in de Hagedis — Nieuwe sterren uit vroeger jaren — De sterren van Tycho en van Kepler Theorieën uit de oude doos — Moderne onderzoekingen — Sterrenbotsing? — Nieuwe sterren zijn zeer talrijk — De Nova Persei’ brengt ons op een dwaalspoor — Wat er zich op de ster afspeelt — Novae in spiraalnevels — Supernovae en kosmische straling. Herinnert u zich de Hagedis nog? De Hagedis is — onder andere — een sterrebeeld, en dat sterrebeeld bedoelen we. ^Vaarschijnlijk had u er, voordat u hoofdstuk zes begon te lezen, nog nooit van gehoord, en de kans dat het heele sterrebeeld u inmiddels weer ontschoten is, lijkt ons dan ook niet denkbeeldig. In ieder geval zult ge het wel nooit met eigen oogen aan de hemel hebben zien prijken, want het is maar een onopvallend groepje sterren. De Hagedis, die op lang zulke oude brieven niet kan bogen als een Orion, of een Groote Beer bijvoorbeeld, dateert uit 1690, in welk jaar hij door den Danziger burgemeester en sterrekundige, Johannes Hevelius aan de hemel werd geplaatst, tusschen de beide sterrebeelden Andromeda en de Zwaan. Onder het motief, dat hij daar ter plaatse een tiental sterretjes had opgemerkt, en omdat er geen .ruimte meer was voor iets anders dan een klein dier, terwijl bovendien de huid van een hagedis als het ware met sterren is bezaaid, had Hevelius het nieuwe sterrebeeldje maar de naam van dat reptiel gegeven. Het was in de tijd toen iedere astronoom die zich respec- NOVAE EN SUPERNOVAE teerde, minstens eenmaal in zijn leven een aantal sterretjes tot een splinternieuw sterrebeeld moest hebben gegroepeerd; in de hoop natuurlijk, dat deze zijn constellatie de tand des tijds trotseeren zou. Die verwachting is gelukkig niet altijd uitgekomen, en zoo weet tegenwoordig wel niemand meer dat er sterrebeelden als de Kat, de Luchtballon, de Fransche Lelie, de Eereteekenen van Frederik, de Harp van George en meer van dergelijke fraaiigheden hebben bestaan. Maar Hevelius’ Hagedis, ofwel Lacerta, met zijn latijnsche naam, is — door het een of ander toeval — de dans der vergetelheid ontsprongen, en troont nog immer aan het sterbezaaide firmament. We hebben den lezer eenigszins uitvoeriger aan de voorgeschiedenis van dit ietwat ongewone sterrebeeld willen herinneren, omdat deze hemelsche Hagedis korte tijd geleden tal van malen over de astronomische tong is gegaan. Er werd een nieuwe ster in ontdekt. In de nacht van 18 op 19 Juni werd door een groep sterrekundigen, varende op de Middellandsche Zee, op weg naar de plek waar ze de volgende dag de totale zonsverduistering Zouden kunnen gadeslaan, een sterretje opgemerkt, van matige helderheid, ongeveer op de grens van Cepheus en de Hagedis. Een sterretje dat op die plaats heelemaal niet thuis hoorde. Het was tusschen de 3e en 4e grootte in, dus ongeveer zoo helder als de zwakste van de zeven sterren der Groote Beer, en dat is dus niet bijster opvallend. Toevallig echter stond het onmiddellijk naast de vermaarde ster Delta van Cepheus, en aangezien dit een z.g. veranderlijke ster is (d.w.z. dat haar lichtsterkte onderhevig is aan periodieke toe- en afname) die regelmatig wordt geobserveerd, moest dus ook de „nieuwe” ster wel in het oog vallen van sterrekundigen die in deze streek van de hemel nu eenmaal goed de weg weten. De nabijheid van Delta in Cepheus moet dan ook wel oorzaak geweest zijn dat de nieuwe ster diezelfde avond van de 18de Juni op nog wel tien andere plaatsen op aarde DE NIEUWE STER IN DE HAGEDIS ontdekt werd. O.a. in Halfweg, door den nestor onzer Nederlandsche amateur-astronomen, den heer P. Meesters. Zooals gezegd, stond de nieuwe ster of nova (meervoud novae) zooals de wetenschappelijke term luidt, precies op de grens tusschen Cepheus en Hagedis. Het gevolg was, dat ze eerst voor een Nova Cepheï werd aangezien. Nauwkeurige plaatsbepaling, in verband met de nieuwste vaststelling der grensscheidingen tusschen de sterrebeelden, bij besluit van de Internationale Astronomische Unie (zie blz. 146), leerde evenwel, dat ze nog in de Hagedis thuis hoorde, en dus te betitelen viel met de naam Nova Lacertae (= nieuwe ster in de Hagedis). De Nova Lacertae heeft het niet lang volgehouden. Nadat ze op het hoogtepunt van haar glans zoo helder geworden was als de sterren van de Groote Beer, werd ze geleidelijk zwakker, en na een maand was ze zelfs voor het bloote oog niet eens meer zichtbaar. Nieuwe sterren verschijnen er regelmatig aan het uitspansel. Velen onzer zullen zich de ster nog wel herinneren die in de zomer van 1918 opvlamde in de Arend, de J^ova Aquilae. Een van de ontdekkers was ook hier weer de heer Meesters. De volledige titel van deze ster luidt eigenlijk Nova Aquilae nr. 3, en dat wijst er al op dat dit zelfs niet de eerste keer was, dat het sterrebeeld de Arend bij de opvoering van een waar hemeldrama tot achtergrond diende. In 1920 verscheen er een nieuwe ster in de Zwaan, en vijf jaar later volgde er een in het sterrebeeld Pictor, dat zich op het zuidelijk hemelhalfrond bevindt en op onze breedten onzichtbaar is. De ster werd eerst opgemerkt toen ze reeds bijna van de tweede grootte was geworden, door een beambte bij de telegrafie in Beaufort West (Zuid Afrika), die ’s morgens naar z’n werk ging. Deze Nova Pictoris was voorloopig het slot. Eerst op 13 NOVAE EN SUPERNOVAE December 1934 verscheen er een nieuwe ster in Hercules. 2e werd ’s morgens om 4 uur ontdekt door een Engelschen advocaat, den amateur-sterrekundige J. P. M. Prentice, die leider is van de sectie Veranderlijke Sterren van de Britsche Vereeniging voor Sterrekunde (de British Astronomical Association) en die nacht op de uitkijk had gestaan naar de vallende sterren, die omstreeks 13 December schijnen uit te gaan van een punt in de Tweelingen (de z.g. Geminiden). Prentice belde onmiddellijk de sterrenwacht in Greenwich op, waar men al het andere werk in de steek het om zoo spoedig mogelijk een opname van het sterrespectrum te maken. Deze Nova Herculis, die eenige maanden lang (tot 1 April 1935) zichtbaar bleef, en met alle ten dienste staande hulpmiddelen van den modernen sterrekundige diepgaand is onderzocht kunnen worden, heeft veel bijgedragen tot onze kennis van de gebeurtenissen die zich bij de opvlamming eener ster afspelen. We zullen daar later nog uitvoerig op terugkomen. — De helderheid van deze nova is thans (1938) langzamerhand tot de 9e grootte gedaald. Tenslotte verscheen dan, anderhalf jaar later, de Nova Lacertae, waarvan reeds sprake was, en daarbij bleef het, tot op het oogenblik, en niemand die voorspellen kan, wanneer de volgende nieuwe ster haar opwachting maakt aan het uitspansel. Ook in oude tijden moeten er natuurlijk nieuwe sterren zijn opgevlamd, alleen de berichten die er op betrekking hebben zijn nogal schaarsch. De oudste van deze novae waarover eenigszins betrouwbare gegevens bestaan is de nieuwe ster uit het jaar 134 v. Chr. Het was waarschijnlijk deze ster, die den Griekschen geleerde Hipparchus het plan deed opvatten tot het samenstellen van zijn beroemde sterrencataloog, om aldus een waakzaam oog te kunnen houden op de inventaris des hemels. De eerste nieuwe ster, waarvan in West-Europa de histo- NIEUWE STERREN VAN LANG GELEDEN riën gewagen, vlamde op in het jaar 1572 in het sterrebeeld Cassiopeia. Het moet de schitterendste verschijning op dit gebied geweest zijn, want de ster bereikte korte tijd zelfs een helderheid als die van de Avondster, (d.i. de planeet Venus), zoodat ze alle gewone sterren (zelfs de helderste van allemaal: Sirius) ver achter zich het. Deze T^ova Cassiopeiae is door den grooten sterrekundige uit die dagen: Tycho, langdurig waargenomen, vandaar dat men haar ook wel als „de ster van Tycho” vindt aangeduid. Overigens kon dat waarnemen toentertijd wel nauwelijks ergens anders in bestaan dan in het (zoo nauwkeurig mogelijk) bepalen van de plaats waar de ster tusschen de overige aan de hemel stond. Hulpmiddelen voor sterrenonderzoek zooals wij die tegenwoordig kennen, bezat men toenmaals nog niet — zelfs de sterrekijker moest nog uitgevonden worden! Toch hadden plaatsbepalingen als die welke Tycho verrichtte wel hun nut. Ze leerden immers dat zoo’n nova, laat zij dan ook slechts tijdelijk geweest zijn, toch in ieder geval een soort van vaste ster moest wezen, want al de tijd dat zij zichtbaar was behield ze haar vaste plaats tusschen de sterren, en bleef dus staan waar ze stond. Een goede 30 jaar later, in 1604, vlamde er opnieuw een nova op, ditmaal in het sterrebeeld de Slangendrager. De ster werd waargenomen door Tycho’s leerling Johannes Kepler. Ze werd niet zoo helder als de Nova van 1572, maar bleef langer zichtbaar: niet minder dan 2 jaar, wat bijzonder lang is voor een nieuwe ster, zooals we zullen zien. De ster van Tycho was 18 maanden te zien geweest. Door de verschijning van twee opvallende nieuwe sterren binnen één menschenleeftijd was het probleem: wat nieuwe sterren nu eigenlijk wel voor hemellichamen waren, een brandend vraagstuk geworden, en onuitputtelijk waren de gissingen waarin men zich begaf om het raadsel op te lossen. Wie een overzicht wil hebben van de theorieën die toenmaals over de nieuwe sterren werden opgeworpen, neme het NOVAE EN SUPERNOVAE werkje De novis Astris (Over de Nieuwe sterren) van Fortunius Licetus ter hand, dat in 1622 verscheen, en waarin men een twintigtal proeven van verklaring verzameld vindt, van de wildste gissingen af tot... de juiste toe! Het meest voor de hand lag misschien wel de onderstelling, dat er op de plek waar een nova aan de hemel verscheen een ster geschapen werd. Op zichzelf kan men deze onderstelling natuurlijk niet dwaas noemen, en gezien in het licht der wetenschap van toen, lag ze zelfs voor de hand. Wij tegenwoordig weten echter dat er op willekeurige tijdstippen zoo maar geen sterren geschapen worden, en de hypothese moet in onze moderne ooren dus onbevredigend Hinken. Volgens een andere „theorie” (maar dat was wel een heel erg dilettantistische) zou een nieuwe ster eigenlijk zooiets zijn als de samenstand van eenige heldere planeten, waarbij dan hun gecombineerd licht tot een opvallend groote helderheid zou aanleiding geven! Deze verklaring kon onmiddellijk in de grond worden geboord door op te merken: le dat er novae verschenen op plaatsen waar nooit een planeet komt (in Cassiopeia bv.), en 2e dat niets eenvoudiger was dan tijdens de nova-opvlamming eventjes te controleeren of de planeten ieder nog wel op hun voorgeschreven plaats stonden (wat altijd zonder uitzondering het geval bleek te zijn!); terwijl 3e reeds de waarnemingen van Tycho hadden geleerd dat een nieuwe ster zijn vaste plaats aan de hemel heeft, terwijl de planeten zonder onophouden tusschen de overige sterren door dwalen. Haast even vreemd is de onderstelling dat we bij een nova te doen zouden hebben met een ster, die ons eensklaps tot op zeer korte afstand zou naderen, om zich daarna weer schielijk te verwijderen. Onnoodig te zeggen dat in onze hedendaagsche oogen een dergelijke beweging volkomen onhoudbaar is, nu we weten hoever de sterren wel weg staan, en welke waanzinnige snelheden er wel noodig zouden wezen om een zoo snelle opvlamming in het leven te roepen. Afge- OPVATTINGEN UIT DE OUDE DOOS sien nog van de verdere eigenaardigheid van een ster, die Sich precies in onze richting bewegen sou, soowel bij nadering als bij verwijdering. Maar gehjk gesegd, dergehjke beswaren konden er moeilijk gelden toen men nog nauwekjks wist wat een ster eigenlijk was, en toen men nog heelemaal niets kende van de wetten die de bewegingen der hemellichamen regeeren. Ook de kometen werden te hulp geroepen. Men beschouwde dese hemellichamen toenmaals als „uitwasemingen” van de Aarde (in de trant van vulkanische gassen dus) die sich versamelden in onse dampkring. Op de plaats waar twee kometen elkaar nu ontmoetten, souden dese gassen in brand raken, welk lichtverschijnsel dan als „nieuwe ster” onse aandacht trekken moest... Merkwaardig is, sooals we al opmerkten, dat ook de juiste verklaring van het wesen eener nieuwe ster reeds in dat 17de eeuwsche boekje figureert: dat een nova eenvoudig een gewone ster is, die plotseling opvlamt, om daarna weer geleidelijk af te nemen. Want dit is de waarheid, en se kwam onomstootelijk vast te staan, toen de fotografie ons eenmaal deed beschikken over seer nauwkeurige fotografische sterrekaarten; hemelplatte gronden dus, waarop sijn afgebeeld alle sterretjes, tot de 16e grootteklasse toe, d.w.s. tot lichtstipjes, nog 10.000 keer swakker dan se met het bloote oog waarneembaar sijn. Het bleek nu, dat er in de meeste gevallen op de plaats waar soo’n nova opvlamde vroeger reeds een swak sterretje had gestaan. Alles wat er was gebeurd, moest dus slechts het plotseling toenemen van de helderheid der ster sijn. Niet altijd was er vroeger een sterretje te vinden op de plaats van een nova, doch dat kwam natuurlijk, omdat de swakste sterretjes, die de sterrenkaart nog aangaf, in dat geval blijkbaar nog niet swak genoeg waren: de nova moest vroeger nóg lichtswakker dan dese sijn geweest; iets geheimsinnigs sat daar dus verder niet achter. NOVAE EN SUPERNOVAE In het geval van de Nova Lacertae heeft men op de Internationale Hemelkaart een lichtpuntje van de 12e a 13e grootteklasse gevonden. Dat sterretje vlamde nu op 18 Juni tot de 314 de grootte op en bereikte twee dagen later zelfs de 2e grootteklasse; het werd m.a.w. zoo helder als de sterren van de Groote Beer. Deze toename van bijna elf grootteklassen wü in gewoon Hollandsch zeggen, dat de helderheid ongeveer 25.000 keer grooter is geworden dan ze oorspronkelijk was! Nu is men in de sterrenkunde aan „astronomische” getallen als millioenen en milliarden gewoon, en vergeleken daarmee is 25.000 nauwelijks de moeite waard. Maar laten we over een plotselinge, vijf-en-twintig-duizend-voudige energie-uitstraling van een ster toch niet al te lichtvaardig denken. Wanneer de zon het bijvoorbeeld in haar hoofd h?a1rk» om dat nova-spelletje ook eens na te doen, dan zou onze goede aarde een tijdlang aan de verzengende hitte van een 3000° blootgesteld worden! M.a.w. het zou uit zijn met ons allemaal, aangezien in minder dan geen tijd niet alleen wijzelf, maar ook een flink stuk van onze planeet met ons, in damp zou opgaan ... De luister van zoo’n nieuwe ster, we hebben het trouwens reeds gezien, duurt nooit erg lang. Al spoedig begint de glans wederom af te nemen, — niet zoo stormachtig als voorheen, maar langzaam en zeker, ofschoon altijd met grillige schommelingen in de helderheid, — en na enkele weken, of eenige maanden hoogstens, verdwijnt de eens zoo schitterende nova alweer voor het bloote oog, om dan na een paar jaar tijds weer tot zijn oude, onopvallende positie van doodgewoon sterretje terug te keeren. Door welke oorzaak kan een ster nu plotseling tot een zoo matelooze aanwas in helderheid komen? Het beantwoorden van deze vraag heeft meer voeten in de aarde gehad dan het instellen van een onderzoek naar de MODERNE ONDERZOEKINGEN pre-historie van een nova. Na de beroemde nova uit de dagen van Kepler viel er merkwaardigerwijze op het punt van novaverschijningen een stilte van niet minder dan 300 jaar. De eerste opvallende nieuwe ster die sindsdien verscheen dagteekent van Februari 1901. Ze werd als sterretje van de derde grootte opgemerkt door Th. D. Anderson in Edinburg, en wel in het sterrebeeld Perseus; vandaar haar naam Nova Persei’. Groot was dus de belangstelling waarmee men zich terstond op de waarneming van deze nova wierp. Temeer daar in de afgeloopen eeuwen niet slechts de sterrekijker tot de uiterste perfectie was opgevoerd, maar men inmiddels nog over andere hulpmiddelen was gaan beschikken (met spectroscoop en fotografie als voornaamste) die hier uitstekende diensten konden bewijzen bij het ontraadselen van de gebeurtenissen die er bij het opvlammen op de ster voorvielen. Wat daaromtrent kwam vast te staan, zullen we weldra zien, maar ook de vraag naar de oorzaa\ van de opvlamming werd in die dagen natuurlijk plotseling acuut. Aanvankelijk werd de onderstelling geopperd, dat een nova haar oorsprong zou danken aan de botsing van twee sterren. Zooals men weet staan de sterren niet stil in het wereldruim, maar vliegen voort met aanzienlijke snelheden. Dat wij ze niettemin als „vaste sterren” betitelen, die onwrikbaar aan de hemel schijnen te staan, komt omdat ze zóó onmetelijk ver af staan, dat de verplaatsingen, die ze ondergaan ten gevolge van hun snelheid van eenige tientallen kilometers per seconde, gezien van op zoo groote afstand zelfs voor onze fijnste meetinstrumenten gewoonlijk eerst na jaren en jaren te bemerken zijn. — Er is dus geen enkele reden waarom sterren die zich met zoo aanzienlijke snelheden voortbewegen, ook niet eens met elkaar in botsing zouden komen. — Verder staat al evenzeer vast, dat er bij „centrale botsing” (wanneer beide hemellichamen dus recht op elkaar in liepen) een energie zou NOVAE EN SUPERNOVAE worden ontwikkeld, die gewis een merkbare opvlamming van de normale sterrehelderheid tot gevolg moest hebben. Er is echter één bezwaar tegen deze zienswijze, en dat is, dat novae in werkelijkheid veel te talrijk zijn om ze op deze wijze te kunnen verklaren. Sterrebotsingen, ofschoon dan missrhien al niet uitgesloten, zijn uiterst zeldzaam, zooals zich zonder veel moeite laat inzien. Laat ons eens een model-op-schaal maken van de ruimte, Zooals deze met sterren is gevuld. We willen daarbij alle afmetingen een billioen maal verkleinen, zoodat sterren dan als speldeknoppen worden voorgesteld. Plaatsen we nu ster A bijvoorbeeld eens in Groningen, dan moet ster B op een 100 km afstand worden neergezet; in Utrecht bijvoorbeeld. Ster C komt vervolgens in Maastricht, en dan is er in heel ons vaderlandje eigenlijk geen plaats meer voor nog een 4e ster. We zullen de grens over moeten, en komen dan bijv. terecht in Bremen, of Münster; en naar het Zuiden toe in Brussel, of Brugge of zoo. Erg dicht gezaaid kan men de sterren dus niet noemen. Maar we zijn nog niet heelemaal klaar, want al onze miniatuursterretjes moeten nu nog gaan bewegen. Ook dat blijkt niet zoo’n vaart te loopen. Wanneer we onze speldeknoppen in Groningen, in Utrecht, in Maastricht, enz. verplaatsen over afstanden van één meter in een heel jaar, dan is ons model ook voor wat de sterresnelheden aangaat volkomen op schaal. Het zal dus wel geen verdere toelichting behoeven, dat er in een zóó dun bezaaide sterrenruimte van botsingen in het algemeen geen sprake kan zijn. Men kan berekenen, dat er onder de ongeveer 100 milliard sterren van ons sterrenstelsel een botsing zoo eens in de miïïioen jaar zou moeten plaatsgrijpen, zoodat er dus ook millioen jaren zouden moeten verloopen tusschen het verschijnen van twee novae! Het aantal novae dat werkelijk opvlamt, is echter veel aanzienlijker. Men heeft nagegaan, dat het eenige tientallen per jaar bedraagt! Dit lijkt niet in overeenstemming met hun STERREBOT S ING? betrekkelijk zeldzaam optreden, zooals dat uit onze opsomming op blz. 197 zou volgen. Men moet echter niet vergeten dat het daar slechts ging over de allerhelderste novae. Er worden dikwijls genoeg nieuwe sterren opgemerkt — meestal door vergelijking van twee verschillende fotografieën van een bepaalde hemelstreek — die te zwak zijn voor het bloote oog. Van deze onaanzienlijke novae verschijnen er zeker altijd verschillende per jaar. Dergelijke vondsten hebben steeds toevallig plaats, omdat er tot op heden door niemand stelselmatig naar novae wordt gezocht. Niemand kan u dan ook garandeeren, dat er nog niet meer nieuwe sterren zouden verschijnen dan er aldus bij toeval aan het licht komen. Integendeel, Professor S. I. Bailey van de Harvardsterrewacht indertijd, die uit het aantal novae dat werd waargenomen eens een schatting maakte van het aantal dat werkelijk opvlamt, kwam tot de slotsom, dat er per jaar in ons sterrenstelsel 20 a 30 nieuwe sterren moesten verschijnen, die helderder zijn dan de 9e grootte. Nieuwe sterren komen dus milkoenen keeren veelvuldiger voor dan zou mogen, wanneer hun ontstaan een gevolg was van de botsing van twee sterren. De botsingstheorie voldoet dus blijkbaar niet aan de verwachtingen, en we zullen goed doen naar een andere verklaring om te zien. Een onderstelling die meer succes scheen te hebben, dankte haar ontstaan aan verschijnselen die zich bij de Nova Persei van 1901 voordeden. Zeven maanden na het opvlamman verscheen er rondom de ster een neveltje, dat in de kijker duidelijk zichtbaar was, en dat schielijk bleef aangroeien. In acht weken tijds was het merkbaar grooter geworden (zie Plaat IX, die twee fotografieën vertoont van 20 September en 13 November 1901, en waarop het uitzetten van de nevelachtigheid goed valt waar te nemen, vooral wanneer men let op het gebied binnen de beide cirkeltjes). Bij een eenigszms plausibele schatting van de afstand der nova moest de snelheid waarmee de nevel aangroeide iedere seconde hon- NOVAE EN SUPERNOVAE derdduizenden kilometers bedragen! Dat was dus wel wat erg veel, en ïelfs in die dagen van vóór de relativiteitstheorie stond men reeds huiverig tegenover de onderstelling dat nevelmassa’s zich met een dusdanige snelheid zouden kunnen uitbreiden. Prof. J. C. Kapteyn had dan ook een geheel andere verklaring voor wat hier gezien werd. Volgens hem bevond de ster zich toevalligerwijze temidden van een kosmische nevel, en wat we gewaar werden zou niets anders zijn dan het licht dat, vanaf de opgevlamde ster gekomen, de nevelmassa’s op steeds grooter afstanden verlichten moest, welke achtereenvolgende verlichting we zich dus met lichtsnelheid — 300.000 km per seconde — zagen voortplanten. Dit was de eenige keer waarop die fantastisch groote snelheid van het licht dus a.h.w. voor onze oogen zichtbaar gemaakt werd. Het lag, bij de weinige ervaring die men toenmaals op het punt van novae bezat, voor de hand, dat men deze nevel, waarin de Nova Persei zich bevond, als een onmisbaar ingrediënt voor het nova-gebeuren ging opvatten, en daarmee leek de verklaring van dit laatste niet moeilijk. Een nova moest een ster zijn, die op een nevel inliep, welke zich toevallig op zijn weg bevond. Door de wrijving welke de sterrebol daarbij natuurlijk ondervond, zou deze warm loopen, d.w.z. nog veel heeter worden dan hij reeds was — en deze temperatuursverhooging zou zich dan aan ons als „opvlamming” kenbaar maken. Ook deze opvatting is echter door de feiten achterhaald. Want vooreerst bleek bij al de novae van later datum er geen een in de buurt van een nevel te staan, maar ook een nieuwe eigenaardigheid, die men op het spoor kwam, zou onvereenigbaar zijn met de nova-in-nevel-theorie. Men heeft tegenwoordig van een groot aantal nieuwe sterren de afstand kunnen bepalen. En deze afstanden hebben ons op hun beurt weer, in verband met de schijnbare helderheid van de betrokken novae, de kaarssterkte van ieder OP EEN DWAALSPOOR van deze nieuwe sterren onthuld. Daarbij kwam het volgende onverwachte — en voorloopig nog steeds onbegrijpelijke — resultaat voor den dag, dat practisch alle novae, op het moment van hun grootste lichtsterkte, een \aarsster\te bezitten van ongeveer 25.000 zonnen. Dit eenmaal gegeven zijnde, is het nu toch verder onmogelijk de nova-in-nevel-theorie te handhaven. Het ligt immers voor de hand dat de intensiteit der ster-opvlamming in hooge mate afhankelijk zou moeten zijn b.v. van de dichtheid van die nevel: hoe grooter deze dichtheid, hoe moeilijker de beweging van de ster zou worden en des te aanzienlijker de wrijving zou moeten zijn, en hoe sterker dus de temperatuursverhooging van het hemellichaam. Ook de snelheid o so xoo iso aoo m aoo m «oo «go soo *no goo •nri 11- i i i i i h h i i i i urmn- ;-VH ; "lil! : =§^r=lEïi====EE-E====: u —J. —Ju » ■» W> X» M UO BOO ia» «0 Lichtcurven van de Nieuwe sterren die verschenen in de Arend (bovenste), in Perseus en in de Tweelingen (onderste). De horizontale schaal geeft het aantal dagen dat verliep sinds de opvlamming. De verticale schaal geeft de helderheid in z.g. grootteklassen. van de ster zou natuurlijk van invloed moeten zijn: hoe vlugger de ster de nevel in loopt, hoe sterker de verhitting zou wezen. Daarbij komt nog iets anders. We hebben boven beschreven hoe de lichtsterkte eener nova tijdens de opvlamming verandert. Voor iedere nieuwe ster die verscheen heeft men NOVAE EN SUPERNOVAE deze gang van zaken grafisch in beeld gebracht op de wijze van bovenstaande figuur, h/len ziet daar de „lichtcurven van drie verschillende novae afgebeeld; d.w.z. de grafische voorstellingen, die voor iedere dag de helderheid van de betrokken nova op die datum aangeven. De lichtkurven werden op elkaar gelegd, om te laten zien dat ze precies hetzelfde üiterlij\ vertoonen; en zoo is het met vrijwel alle nieuwe sterren. Nagenoeg alle novae gedragen zich volgens hetzelfde patroon: snelle plotselinge opvlamming, gevolgd door langzame afname, onder vertoon van grillige schommelingen in helderheid. Ook deze hernieuwde aanwijzing voor de gelijksoortigheid van alle novae maakt de opvatting onvermijdelijk, dat de oorzaak van het opvlammen eener ster niet buiten die ster (dus niet in de ontmoeting met een andere ster, of met een kosmische nevel, of wat ook) gelegen kan zijn. De oorzaag van het novaverschijnsel moet \laarblij\elij\ in de ster zelf worden gezocht. Alleen dan kunnen de gebeurtenissen die zich bij iedere steropvlamming voordoen een getrouwe nabootsing van elkaar zijn. Laat ons dan nu gaan zien, nadat we tot deze belangrijke conclusie zijn gekomen, wat men allengs te weten kwam van de merkwaardige voorvallen, die zich op de ster zelf afspelen bij gelegenheid van een plotselinge opvlamming. Dat ons ook daarover veel is opgehelderd, ondanks de omstandigheid dat de sterren zoo ver weg zijn, dat we van hun eigenlijke oppervlakte zelfs in de krachtigste kijker hoegenaamd niets te zien kunnen krijgen, danken we aan het wonderlijke hulpmiddel der moderne sterrekunde: de spectroscoop, die Sherlock Holmes van de hemel, zooals men hem ook wel eens genoemd heeft, die ons niet enkel vermag in te lichten over de scheikundige samenstelling van zon en sterren, over de temperatuur waarop het gloeiende sterrengas zich bevindt, of over het aantal kilogram ijzer dat de dampkring van de zon bevat, maar al evenzeer (en met nog veel Twee opnamen van de spiraalnevel in de Driehoek. Tusschen telkens twee streepjes vindt men een aantal veranderlijke sterren aangegeven, die in de nevel ontdekt zijn. De veranderlijke helderheid dezer sterren is vooral bij de nummers 11, 17 en 29 goed te zien. Treffende gelijkenis tusschen de zuidelijke punt van de Andromedanevel (zie PI. XIII), hier in omgekeerde stand weergegeven, en eenige sterrenwolken in de Melkweg. PLAAT XIV EEN INTERNE AANGELEGENHEID meer gemak) vertellen kan met welke snelheid een ster zich naar ons toe of van ons af beweegt. Vooral dat meten van snelheden is een specialiteit van de spectroscoop, die niet genoeg gewaardeerd kan worden. Ook naar een nova — of beter gezegd: naar zeer vele novae — heeft men gekeken via de spectroscoop, en wat was daarbij te zien? Men merkte op, dat de voorkant van de ster met een snelheid van honderden, ja, soms van duizenden kilometers per seconde op ons toe ijlt, terwijl haar achterzijde tegelijk met even groote vaart van ons weg rent. De zijkanten van de sterrenbol daarentegen bewegen zich niet naar ons toe, noch van ons af, maar ze hebben een snelheid die zijwaarts is gericht. Wat beteekent dat nu allemaal? Blijkbaar is een ster in het novastadium op angstwekkende wijze aan het opzwellen. Een onmiddellijk gevolg van deze opzwelling is, dat de ster tegelijkertijd aanzienlijk in helderheid toeneemt; immers Zijn lichtuitstralend oppervlak wordt zooveel grooter; en hoeveel het toeneemt is ook gemakkelijk genoeg te achterhalen, want we hebben gezien dat de Nova Lacertae opvlamde tot 25.000 keer haar vroegere helderheid, en daarvoor moet het oppervlak eveneens 25.000, dus de diameter ongeveer ISO maal grooter geworden zijn! Bij de Nova Hercuils (1934) vond men een maximale afmeting (op 23 Dec.) van 100 zonsmiddellijnen. In Januari 1935 werd de diameter nog op 70 zonsmiddellijnen geschat, terwijl deze in Maart verder tot op 12 keer de zonsmiddellijn afnam. Aanvankelijk meende men wel dat deze steropzwelling werkelijkheid was. Volgens nieuwere inzichten, waartoe voornamelijk de Nova Herculis het hare bijdroeg, is deze opvatting echter onhoudbaar. In werkelijkheid moeten we ons voorstellen, dat slechts de buitenste lagen van de ster worden weggeblazen, het wereldruim in, en wel door de drukking 14 In liet Rijk van Zon en Sterren. NOVAE EN SUPERNOVAE van enorme hoeveelheden stralingsenergie die er om de een of andere reden plotseling in zijn binnenste vrijkomen. De groote massa der ster blijft daarbij intact; de niettemin aanzienlijke hoeveelheden sterrengas die naar buiten stroomen, spiegelen ons a.h.w. een enorme opzwelling van het lichtend steroppervlak voor. Hoe dat kan, is niet zoo moeilijk in te zien. Immers hoe komt het dat we de zonneschijf scherp begrensd zien, terwijl we toch weten dat de zon een gloeiende gasbol is, waarvan de dichtheid van het middelpunt af naar buiten toe geleidelijk afneemt. De plaats van het zichtbare oppervlak van de zon of van een ster wordt bepaald door de ondoorzichtigheid van het gloeiende sterrengas. Deze ondoorzichtigheid hangt af zoowel van de dichtheid van het gas als van zijn temperatuur. Is bijvoorbeeld de temperatuur hoog genoeg, maar de dichtheid te klein, dan zal het gas doorzichtig blijven. Het kan ook zijn dat de dichtheid van een bepaalde laag wel hoog genoeg is, doch de temperatuur te laag; ook dan zullen we door het gas daar ter plaatse heen kunnen kijken. Slechts wanneer de combinatie van de dichtheid van het sterrengas en zijn hittegraad de juiste waarde heeft, zal het gas op die plaats voor ons ondoorzichtig worden, en op dat punt bespeuren we dus de rand van de zonneschijf, en zouden we de rand van de schijf van een ster waarnemen, wanneer de sterren niet veel te ver weg stonden om hun schijf onwaarneembaar te doen zijn. Omdat door de nova aanzienlijke hoeveelheden gas het wereldruim worden ingestuurd, hebben deze aanvankelijk een betrekkelijk groote dichtheid. En wijl de temperatuur niet veel verschillen zal van die van het voormalig steroppervlak, wordt door deze combinatie van dichtheid en temperatuur een hooge mate van ondoorzichtigheid der uitgestooten gasmassa’s veroorzaakt. Een ondoorzichtigheid die op groote afstand van de ster nog steeds behouden blijft. Het gevolg is natuurlijk dat de ster ons aanzienlijk in omvang schijnt toegenomen te zijn. Naarmate nu de gassen verder het wereldruim in vliegen, worden ze ijler en daarmede doorschijnender. Wanneer nu tevens de sterkte van de gasstroom vanaf de ster vermindert, zal de plaats waar de besproken combinatie van temperatuur en dichtheid tot ondoorschijnendheid aanleiding geeft, zich dichter bij de ster terugtrekken: de sterreschijf lijkt ons dus kleiner te worden. WAT ER ZICH OP DE STER AFSPEELT De helderheidsschommelingen die het licht van de nova ondergaat, brengt men tegenwoordig dus terug tot de meer of minder sterke mate waarin de gasstroom de ster verlaat. Houdt deze dan tenslotte, na eenige weken, of hoogstens maanden, ook al geheel op, dan vliegt toch nog steeds de afgestooten gashuid met onverminderden vaart steeds verder de ruimte in; en dat deze heele voorstellingswijze niet op fantasie berust, blijkt wel daaruit, dat men op posthume fotografieën van oude novae — jaren na de opvlamming — werkelijk een soort van nevelschijfje rondom de ster heeft zien ontstaan. Ook rond de voormalige Nova Persei (1901) werd men tenslotte zoo’n neveltje gewaar. Dat was in het jaar 1917, en eerst toen was er dus blijkbaar na al die jaren tijd genoeg verloopen, om dit voortdurend aangroeiend gashulsel van de ster op onze afstand waarneembaar te maken. Men vindt op plaat IX dit nova-neveltje af geheeld, dat dus heel iets anders is dan de oplichtende nevel, die zich in het jaar van de opvlamming reeds snel om de ster heen uitbreidde, en door Prof. Kapteyn werd verklaard als een soort van zichtbaar gemaakte voortplanting van het licht. (De opname uit 1917 is op 8 keer grooter schaal dan die uit 1901!) Nieuwe sterren zijn er niet alleen in ons sterrenstelsel verschenen. Men weet dat we, met onze zon en alle sterren in onze omgeving — de sterren van onze sterrenbeelden dus — en verder met onnoemelijk vele sterretjes, welke die geheimzinnige lichtschijn van de Melkweg teweeg brengen, tot een soort van groote, ronde, platte koek van sterren behooren. Wanneer we deze sterrenkoek eens van op een zeer groote afstand konden bekijken, zou deze sprekend lijken op een spiraalnevel (pl. XII en XV). Inderdaad zijn de spiraalnevels, waarvan er tallooze aan de hemel zijn gezien, in werkelijkheid niets anders dan zulke melkwegstelsels. Nu is het merkwaardige, dat men ook in die spiraalnevels van tijd tot tijd nieuwe sterren heeft zien opvlammen (zie NOVAE EN SUPERNOVAE pl. IX). Voornamelijk in de bekende spiraal in Andromeda zijn er wel reeds een honderd ontdekt. Het bleek daarbij dat al die novae in dat verre sterrenstelsel op het oogenblik van hun maximale lichtsterkte practisch even helder waren. Wat wil dat zeggen? Al die nieuwe sterren daarginds staan, van hieruit gezien, binnen een zeer klein bestek bijeen, en aangezien de afstand van de nevel zoo groot is, mogen we wel aannemen dat de bedoelde novae — globaal gesproken — allemaal even ver van ons verwijderd zijn. Maar in dat geval zullen deze sterren niet slechts schijnbaar, doch ook werkelijk even helder moeten zijn, m.a.w. we komen tot de slotsom, dat alle nieuwe sterren, op het hoogtepunt van hun glans gekomen, practisch even groote \aarsster\te hebben. En men berekent dan dat deze kaarssterkte ongeveer 25000 zonnen bedraagt. Dit resultaat is voor ons niet nieuw meer, men was immers bij de novae, die in ons eigen sterrenstelsel opvlamden, reeds — zij het ook langs veel moeizamer weg — tot dezelfde conclusie geraakt. Maar niemand zal ontkennen dat de waarnemingen van novae in een geheel ander melkwegstelsel als het onze, een treffende bevestiging zijn van de eenheid der natuur, en van de opvatting dat bepaalde sterrentypen het geheele heelal door dezelfde eigenschappen vertoonen. — Deze laatste waarheid, dat mogen we er hier nog wel alvast even aan toevoegen, zal later een hoogst belangrijk hulpmiddel blijken te wezen tot het vaststellen van de duizelingwekkende afstanden, waarop we die vreemde sterrenstelsels der spiraalnevels nog aantreffen. Natuurlijk laat zich aan de hand van bovengenoemde kaarssterkte, door haar te vergelijken met de helderheid van de ster aan de hemel, tijdens het lichtmaximum, van iedere nova die verschijnt, de afstand bepalen. Zoo vinden we dat de Nova Lacertae, omdat deze in haar maximum de 2e grootte haalde, ongeveer 3000 lichtjaar van ons verwijderd moet zijn. Dertig eeuwen heeft het licht dus noodig gehad NOVAE IN SPIRAALNEVELS om, voortijlend door het wereldruim met de fantastische snelheid van 1 milliard kilometer per uur, ons de boodschap over te brengen van een sterrencatastrophe ergens diep in het heelal; die dus in werkelijkheid heelemaal niet in Juni 1936, maar drieduizend jaar te voren heeft plaatsgegrepen. Nieuwe sterren behooren tot de geweldigste stralers die men kent, hetgeen reeds daaruit blijkt, dat er al novae in sommige spiraalnevels gezien waren, lang voordat het nog gelukt was er gewone sterren in op te merken. — Het is misschien goed om hier, ter oriënteering van den lezer, ook al met het oog op wat komen gaat even vast te leggen, dat in de dichtbijzijnde spiraalnevel (in Andromeda) de sterren met de grootste kaarssterkte ons nog slechts van de 20ste grootte toeschijnen. Dat heeft zijn oorzaak klaarblijkelijk in de groote afstand waarop de nevel zich bevindt. De novae in die nevel bereiken echter de 17e grootteklasse, en zijn dus nog een 10 of 20 keer lichtsterker. Toch is hiermede het verhaal over de nieuwe sterren nog niet volledig, want zelfs novae kunnen in lichtkracht nog verre overtroffen worden door... super-novae. Het is namelijk eens voorgekomen, — in het jaar 1885 — dat er in dezelfde Andromedanevel een nieuwe ster opvlamde, die zoo helder was, dat ze toenmaals als gewone nieuwe ster in het sterrebeeld Andromeda werd genoteerd! Ze kon bijna met het bloote oog gezien worden. Het sterretje was van de 7de grootte, en als we nu bedenken dat zelfs normale novae in die nevel nog altijd een 4000 keer lichtzwakker zijn, dan is dit verschil wel zoo opvallend, dat men deze geweldenaar onder de nieuwe sterren maar niet zonder meer voorbij kan zien. Temeer omdat hij niet alleen bleek te staan. Ook in andere nevels heeft men wel eens sterren zien verschijnen, die veel te lichtsterk waren voor een alledaagsche nova; plaat IX laat ons daar een voorbeeld van zien. Ja, in ons eigen sterrenstelsel, in den Melkweg, is ons althans ze- NOVAE EN SUPERNOVAE ker één keer de eer van zoo’n supernova te beurt gevallen. Dat was de ster die in 1572 opvlamde in Cassiopeia, waar ze, zooals we hebben gezien, zelfs de Avondster naar de kroon stak, en heel wat beroering verwekte. Deze supernovae blijken, bij nader inzien, zulke uiterst merkwaardige sterren te zijn, dat twee astronomen Dr. W. Baade en Dr. F. Zwicky op de Mount Wilsonsterrewacht er in 1934 eens speciale aandacht aan zijn gaan schenken. Bij die gelegenheid kwamen er waarlijk heel vreemde dingen aan het licht. Zoo bleek o.a. dat een supernova bij haar opvlamming zóó kwistig met haar energieproductie omspringt, dat zij zichzelf in de paar weken tijds dat de uitbarsting duurt, voor 80 of 90% van haar gewicht eenvoudig ópschijnt of wèg-straalt, of hoe men het noemen wil. Wat er aan het slot overblijft is nog slechts een schim van de welvarende ster die er eens was... De supernova in Andromeda straalde in de paar maanden dat ze zichtbaar was evenveel licht uit als onze zon in 300 millioen jaar! Al even interessant is het voorts, dat er niet in hoofdzaak lichtstraling bij dergelijke gebeurtenissen wordt uitgezonden. Er moet tijdens de explosie van een supernova in nog veel sterker mate straling de ruimte worden ingeslingerd van nog veel korter golflengte zelfs dan Röntgenstralen, tezamen met materiëele deeltjes van ongelooflijk hooge energie. — Volgens Baade en Zwicky hebben wij in de supernovae de bakermat voor ons van de geheimzinnige ultrastraling, of hoogtestraling, of kosmische straling, of hoe ze nog verder heeten mag; waaraan over de geheele wereld met m?n en macht wordt gewerkt, om er de geheimzinnige eigenschappen van te achterhalen. Met de supernovae zijn we een nieuwen dader op het spoor gekomen, welke voor het verwekken van die doordringende stralensoort in aanmerking komt. En dat is maar gelukkig, want vrijwel alle denkbare hemellichamen waren in de loop der laatste jaren als adspirant-daders de revue SUPERNOVAE EN KOSMISCHE STRALING reeds gepasseerd, van de zon af tot de Melkweg toe; maar Zonder resultaat. Immers dat de zon de schuldige niet kon zijn bleek al spoedig, omdat er in dat geval immers een duidelijk verschil in de waargenomen sterkte der kosmische straling had moeten bestaan bij dag en bij nacht; en dat verschil was er niet. Toen dacht men aan de sterren, en in ’t bijzonder aan alle sterren tezamen, dus aan de Melkweg. Maar ook dat mislukte, want of de Melkweg nu hoog of laag stond aan de hemel, het bleek niet de minste indruk te maken op de toestellen die tot taak hadden de ultrastralen te registreeren; — telbuizen, zooals men ze noemt. Daarom aanvaarden we nu dankbaar de nieuwe mogelijkheid welke hier geopperd wordt: dat het explodeeren van een supernova de eigenlijke oorsprong der kosmische straling zou wezen. Temeer daar er in deze onderstelling aantrekkelijk perspectieven schuilen. De ontdekkers van deze deus ex machina zien zelfs kans om de sterkte van de ultrastraling, gelijk deze door onze instrumenten geregistreerd wordt, voorshands te berekenen. Zij redeneeren aldus: Voor zoover onze ervaringen reiken, verschijnt er gemiddeld ééns in vele eeuwen (zeg in duizend jaar ongeveer) een supernova. Nietwaar, die ster van 1572, dat is 370 jaar geleden, en in de afgeloopen duizend jaar hebben we dus één zoo’n ster te zien gekregen. Iedere 1000 jaar mogen we dus aannemen, dat er een supernova in een bepaald sterrenstelsel losbarst. En als we daarbij nu nog in het oog houden, dat die betrokken sterrenstelsels — de spiraalnevels dus — allemaal een millioen lichtjaar uit elkaar staan, dan blijkt dat de ultrastraling, welke op die manier van alle kanten uit het heelal op de aardbol moet „neerregenen”, precies gelijk is aan hetgeen er practisch aan kosmische straling door ons wordt waargenomen! — Mooier kan iemand het toch moeilijk wenschen. Om zooveel mogelijk informaties omtrent deze merkwaardigste aller sterren in te winnen, heeft men sedert 1934 in NOVAE EN SUPERNOVAE Amerika — eerst op de Mt. Wilson, en daarna op Mt. Palomar (de a.s. zetel van de 5-m spiegeltelescoop) — een soort van bewakingsdienst van de hemel georganiseerd, waarbij voornamelijk de gebieden die rijk zijn aan spiraalnevels fotografisch in het oog worden gehouden. Er is reeds succes geboekt. In 1936 ontdekte Dr. E. Hubble op Mt. Wilson een supernova in een spiraalneveltje in de Maagd. Het volgend jaar vond Dr. Zwicky er zelfs drie: twee bevonden zich in (verschillende) spiralen in het sterrebeeld de Jachthonden, de derde in een spiraalnevel in Perseus. Zou er in ons eigen melkwegstelsel, dus op betrekkelijk geringe afstand tot de aarde, eens zoon supernova oplaaien, dan zouden de telbuizen der kosmische-stralen-waamemers natuurlijk ineens heel wat te verwerken krijgen. Of liever: ze zouden naar alle waarschijnlijkheid een paar weken lang compleet overstag gaan. Eenvoudig omdat de straling, die ze te registreeren kregen, zou aangroeien tot duizenden keeren het normale bedrag. Nu is er de eerste tijd op een dergelijk avontuur, zooals we gezien hebben, weinig kans. Wij hebben onze supernova voorloopig immers gehad — toen in 1572! Maar inplaats dan ook van op de volgende te gaan zitten wachten, kunnen de heeren natuurkundigen zich, volgens het voorstel van Baade en Zwicky, beter onledig houden met eens op te letten, of er dan desnoods in een ander sterrenstelsel, maar op niet te groote afstand, niet zoo’n ster verschijnt. Immers bij een dergelijke gelegenheid zal er een — tijdelijk — verhoogde sterkte in kosmische straling optreden, die zeker merkbaar moet zijn voor de hedendaagsche instrumenten. En als deze onderzoekers dan meteen even uitmaken uit welke richting „de wind waait” (d.w.z. die extra-straling komt) — want ook dat is met de tegenwoordige apparatuur mogelijk — dan kunnen ze tegelijk hun collega’s de sterrekundigen waarschuwen, welke kant uit de dader moet worden gezocht. En daarop is het dan verder een kleine moeite om JACHT OP SUPERNOVAE de betrokken ster op een der groote sterrewachten eventjes te fotografeeren, temidden van de spiraalnevel waarin ze verscheen ... Er bestaat een Engelsche zegswijze: dat de werkelijkheid somtijds vreemder blijkt te zijn, dan wat de fantasie vermag uit te broeden. Ik vermoed dat u daaraan misschien ook al wel zult hebben gedacht gedurende deze laatste regels, die — het moge nog eens met nadruk worden vastgesteld — met fantasie echter niets hebben uit te staan. Het is een geheel van uitvoerbare mogelijkheden, dat zoo noodig morgen aan den dag in praktijk zou te brengen zijn;... aangenomen dat we met die supernovae inderdaad de verwekkers der kosmische straling op het spoor zijn gekomen. En dat willen we dus nu maar eens even onderstellen. Totdat de eerstvolgende supernova dicht in onze nabijheid, werkelijk verschenen is, want dan weten we nog bovendien, of het allemaal waar is ook. HOOFDSTUK X Het Mysterie der Planeetvormige Nevels. De ringnevel in de Lier — Een wonderlijke ster in het centrum — Hoe Dr. Zanstra de temperatuur der centraalsterren berekende — De bakermat der planeetvormige nevels — De Crab-nevel — Wat een Chineesche kroniek leerde — Hoe oud wordt een planetaire nevel? — De oorsprong der witte dwergsterren — Een bevredigend slot. Wanneer ge op een mooie, heldere herfstavond uw sterrenkijker richt op het sterrebeeld de Lier, en ge neemt speciaal de beide uiterste sterren Bèta en Gamma in het vizier, dan zal het u niet moeilijk vallen ongeA veer halverwege tusschen de twee ge- ** * Wega noemde sterren in, een ietwat vreemd• soortig hemellicht te ontwaren. Sterren zijn kleine ronde stippen in de kijker, — dat weet ge als geoefend • waarnemer allang, — maar het object * ‘v Ringnevel dat ge daar juist hebt opgemerkt is iets grooter dan een ster, en bovendien Het sterrebeeld de 0^j, Lier met de plaats probeert uw sterkste vergrooting van de bekende ne- ^ . . ... , , . velvlek. eens, om ns precies te kijken hoe dat Zit, doch het resultaat bevalt u maar half. Want weliswaar is het ding nu grooter geworden, maar tegelijkertijd werd het ook veel lichtzwakker, zoodat deze verwisseling van oculair u voor het detailonderzoek slechts weinig helpt. Doch in ieder geval is het u thans duidelijk ge- n DE RINGNEVEL IN DE LIER worden, dat we hier niet zooveer te doen hebben met een egaal verlicht schijfje, maar veeleer een ovale lichtgevende ring voor ons zien, die een donker gebiedje omsluit. Het hemelobject dat ge hier aanschouwde is de beroemde Ringnevel in de Lier. Het werd het eerst opgemerkt in den jare 1779 door den Franschen astronoom D’Arquier in Toulouse, en het moet wel een heel verrassende gewaarwording geweest zijn, zoo’n keurig glad rond ringneveltje tusschen de sterren te zien, van een treffende gelijkenis met de ringetjes zooals sommige begaafde rookkunstenaars onder onze kennissen ze zoo vaardig kunnen blazen. Natuurlijk is het merkwaardige hemellichaam, hetwelk zich trouwens bevindt in een sterrebeeld dat het grootste gedeelte van het jaar zichtbaar is, sindsdien veelvuldig waargenomen. Reeds in de negentiende eeuw; eerst door de groote pioniers in Europa, zooals de beide Herschels — vader en zoon — en Lord Rosse; later door de mannen met de reuzentelescopen der nieuwe wereld: Bond en Holden. Maar ofschoon John Herschel (dat was de zoon) opmerkte dat het inwendige van de ring door een matte glans gevuld is, zag toch niemand onder die grooten met hun machtige kijkers wat graaf von Hahn in Remplin — een Duitsch amateur en volijverig waarnemer — in 1801 in zijn 18-duims spiegeltelescoop meende te ontwaren, namelijk dat er een uiterst zwak sterretje precies in het middelpunt van de ring zou staan. Inderdaad was deze waarneming wat twijfelachtig, want toen hij het lichtpuntje naderhand nog eens probeerde te zien, lukte het hem niet meer! Maar dat zei natuurlijk niets tegen de eerste observatie, toen het sterretje wel gezien werd. Het was immers zeer goed mogelijk, dat de toestand van de dampkring die eerste keer bijzonder rustig was geweest, iets wat het waarnemen van uiterst zwakke objecten vanzelfsprekend ten goede moest komen. Hoe het ook zij, erg veel geloof werd er aan von Hahn’s HET MYSTERIE DER PLANEET VORMIGE NEVELS vondst niet gehecht, want noch aan de Herschels, noch aan welken anderen man van het vak ook, lukte het om deze Duitsche bevinding te bevestigen. Groot waren dan ook de verrassingen die de fotografie hier voor ons in petto hield, want toen het ringneveltje in het jaar 1886 voor de eerste maal gefotografeerd werd, bleek er in zijn centrum wel degelijk een ster te prijken. En wat nog wel het wonderlijkst was: de ster was op de foto heelemaal zoo zwak niet als uit de bovenstaande verhalen zou moeten volgen. De centraalster bleek even helder te zijn als dat andere sterretje, even rechts van de nevel (zie Plaat X), en dat was door eiken waarnemer altijd met het grootste gemak gezien! Nu meene men niet, dat het bewuste sterretje daar in het nevelcentrum ter gelegenheid van het eerste kiekje dat er van hem genomen werd, misschien getracht had de plechtigheid een zekere luister bij te zetten door eens een oogenblik wat feller te gaan branden. Er zijn werkelijk sterren — veranderlijke sterren noemt men dat — waarbij om de zooveel maanden om de een of andere geheimzinnige reden de kaarssterkte plotseling wat wordt opgevoerd, dus zoo dwaas is die onderstelling hier nog niet. Maar op iedere foto van eenigszins langduriger expositietijd, die van de Liemevel tot nog toe werd gemaakt — en dat zijn er heel wat waren beide sterren even helder. En was de tijdsduur van de opname heel kort (slechts een paar minuten) dan werden de rollen zelfs omgedraaid en was de buitenste ster niet zichtbcuir, mü&r de ster in het centrum wel! Men kent die gelukkige eigenschap van de fotografische plaat: het vermogen om lichtindrukken op te zamelen. Het menschelijk oog heeft deze eigenaardigheid niet. Of we nu een kwartier achtereen naar een ster kijken, of slechts een seconde lang, in beide gevallen zien we haar even helder. Maar geven we het sterrelicht gelegenheid om eenige tijd achtereen op de gevoelige laag van de fotografische plaat in te werken, dan is het resultaat in hooge mate afhankelijk van de expositietijd. WAT DE FOTOGRAFIE ONTHULDE Een opname van een kwartier geeft veel meer sterren te zien dan een van vijf minuten, terwijl sterretjes die te zwak waren om zich in een kwartier tijds af te teekenen op de gevoelige plaat, daartoe in een half uur bijvoorbeeld wel degelijk kans Zien. Te oordeelen naar de haastige spoed waarmee de centraalster in de Liemevel zich steeds op de foto’s manifesteerde, kon verder de conclusie worden getrokken, dat het licht van deze ster uiterst krachtig fotografisch werkzaam, d.w.z. zeer ster\ ultraviolet getint was. Nu is bekend, dat hoe hooger de temperatuur van een zelflichtend hemellichaam is, des te sterker de (onzichtbare) ultraviolette straling op de voorgrond treedt, in verhouding tot het voor het oog zichtbare licht, en de conclusie lag voor de hand: de centraalster in de Liemevel moest een ontzaglijk hooge temperatuur hebben, veel hooger dan de hittegraden die bij gewone sterren gebruikelijk zijn. Dit is later inderdaad bevestigd, maar dan op een wijze die de stoutste verwachtingen overtrof. De ringnevel in de Lier is niet eenig gebleven in zijn soort. Er zijn in de loop der jaren een aantal soortgelijke exemplaren in andere sterrebeelden aangetroffen. Niet zoo heel veel; we kennen er op het oogenblik slechts een zestien. Maar men kwam er verder achter, dat ringnevels in wezen niet verschilden van de veel grootere groep der z.g. planetaire of planeetvormige nevels. De eigenaardigheid van al deze nevels is, dat ze een nagenoeg cirkelrond schijfje vertoonen, juist zooals een planeet dat in de kijker doet. Vandaar dan ook de naam (zie plaat X). Voor het overige heeft een planetaire nevel niets (maar dan ook heelemaal niets) uit te staan met een planeet natuurlijk. Merkwaardig is nu, dat al die schijfvormige planeetnevels oo\ zoo’n centraalster bezitten, van precies dezelfde eigenaardigheid als de ster in het centrum van de Liemevel, die met het bloote oog niet, of nauwelijks, te zien is, maar bij het HET MYSTERIE DER PLANEET VORMIGE NEVELS fotografeeren terstond te voorschijn komt. Daarom maakt men tegenwoordig dan ook geen onderscheid meer tusschen ringnevels en planeetnevels-in-het-algemeen, maar scheert ze allemaal over één kam. Toch vertelt zelfs de fraaie foto links boven op Plaat X, die werd opgenomen met de grootste bestaande telescoop, de met een zilverlaag bedekte Hookerspiegel, ons nog niet alles. Toen men de opname in 1935 namelijk nog eens herhaalde met dezelfde spiegel, maar nu nadat deze veraluminiseerd was, bleek de Liemevel een ongeveer twee\eer grooter middellijn te bezitten als iedereen nu anderhalve eeuw lang gemeend had! Rondom de welbekende ring werd een (veel zwakkere) ronde schijf zichtbaar, en dat we deze thans op het spoor zijn gekomen, moet in hoofdzaak worden toegeschreven aan de omstandigheid dat de zilverlaag het ultraviolette nevellicht niet voldoende sterk meer terugkaatst. Een van de voordeelen van de moderne aluminiumbedekking der telescoopspiegels (zie hoofdstuk I) is inderdaad, dat de aluminiumlaag tot ver in het ultraviolette gebied hetzelfde aanzienlijke reflectievermogen behoudt dat hij voor zichtbaar licht bezit. Door dit alles is de gelijkenis van de Liernevel met andere planeetvormige nevels veel grooter geworden. Hij is thans practisch niet meer te onderscheiden van de fraaie planetaire nevel in Andromeda, die plaat X ons eveneens laat zien: ook een ring, waaromheen een duidelijke schijf zichtbaar is. Belust op verdere avonturen is Prof. J. C. Duncan, die deze eigenaardigheid aan het licht bracht, nog een aantal andere ringnevels gaan fotografeeren met de veraluminiseerde spiegel in langdurige opnamen. Met wisselend succes. Nog een paar ringnevels bleken in werkelijkheid nog ver buiten de tot nu toe bekende grenzen licht te geven. Bij andere exemplaren daarentegen leverden de hernieuwde opnamen met de veraluminiseerde spiegel niets nieuws. DE TEMPERATUUR DER CENTRAAL STERREN In een reeks verhandelingen over de straling, welke door de planeetnevels wordt uitgevonden, is onze landgenoot Dr. H. Zanstra er in geslaagd de temperatuur van de centraalsterren van een zeer groot aantal dezer planeetnevels te berekenen, en ofschoon deze temperaturen van nevel tot nevel aanzienlijk kunnen verschillen, blijken ze toch zonder uitzondering abnormaal hoog. Het loont de moeite om eens even te trachten Zanstra’s vernuftige gedachtegang te volgen. In wezen is deze zeer eenvoudig. Dat is trouwens met meer vernuftige gedachtegangen het geval. Wanneer men u met Röntgenstralen doorlicht, wordt daarmee uw skelet nog niet zichtbaar. Röntgenstralen immers zijn onwaarneembaar voor het bloote oog, en wil de arts uw interieur kunnen bezichtigen, dan moet dat Röntgenlicht worden opgevangen op een fluoresceerend scherm, d.w.z. op een scherm dat bestreken is met de een of andere stof, welke het vermogen bezit om onzichtbare Röntgenstralen om te Zetten in zichtbaar licht. Volgens Zanstra is nu ook de nevel rondom een zeer heete ster eigenlijk niets anders dan een soort van fluorescentiescherm met het vermogen om al het onzichtbare ultraviolette licht dat de ster uitzendt in zichtbaar licht om te zetten. Hoe hooger nu de temperatuur van de ster is, — zoo zegt ons een bekende wet in de natuurkunde — des te sterker de ultraviolette straling zal gaan overwegen over het zichtbare licht dat door de ster wordt uitgezonden. Het is zelfs mogelijk om de temperatuur van een hemellichaam te vinden, zoodra men weet hoeveel keer het ultraviolette licht dat het uitzendt sterker is dan het zichtbare licht. De hoeveelheid zichtbaar licht van de centraalster is al heel gemakkelijk te achterhalen. Het is immers niets anders dan de helderheid van de ster voor het bloote oog. Wanneer we nu óók nog die totale hoeveelheid ultraviolet licht wisten, dan zou de natuurkundige ons dus onmiddellijk de temperatuur van de ster kunnen vertellen ... ■ HET MYSTERIE DER PLANEETVORMIGE NEVELS En hier komt dat „nevelfluorescentiescherm” als een deus ex machina uit de lucht gevallen, want dit zet toch immers al die onzichtbare sterrestraling in goed waarneembaar licht om! — Inplaats dus van te zeggen: „geef mij de verhouding ultraviolet sterrelicht, gn ^ u ^ggen hoe hoog de sterrezichtbaar sterrelicht temperatuur is,” kan de natuurkundige nu, volgens Zanstra, .. . , zichtbaar nevellicht evengoed vragen: geef mi] de verhouding of als u wfl: ^helderheid v*nde°^el , en & ^ kan de de helderheid van de ster sterrekundige u zonder de minste moeite vertellen. Waarna de temperatuur der centraalster dus te berekenen valt. Een astronoom gaat echter niet graag over één nacht ijs. Vooral niet in een geval als dit, want de temperaturen die op deze wijze werden berekend waren in sommige gevallen Zoo waanzinnig hoog, dat gerechte twijfel hier maar al te zeer op zijn plaats scheen te zijn. Terwijl men immers tot dan toe slechts sterren had aangetroffen van 2000° (de koelste, roode sterren) tot 20 a 25000° (de heetste, die blauwachtig licht uitstralen) vond Zanstra bij de centraalsterren van planeetvormige nevels oppervlaktetemperaturen van dertig tot honderd duizend graden! Daarom stonden er vakgenooten op, die het vraagstuk nog eens op een andere manier aanvatten; maar hoe men die dingen ook wendde of keerde, in vrijwel alle gevallen werden precies dezelfde ongelooflijke cijfers gevonden die Zanstra aanvankelijk de haren te berge hadden doen rijzen. Zanstra’s neveltheorie is thans tien jaar oud, en niemand twijfelt meer aan de juistheid van haar uitkomsten. Zoo weten we dan nu, dat de centrale ster in de ringnevel van de Lier een temperatuur moet hebben van niet minder dan 70.000°. — Er zijn verschillende andere planeetnevels met zulke exorbitant heete centraalsterren, maar de kroon in dit opzicht spant toch wel de vermaarde Crab-nevel in Een sterrenstelsel op 10 millioen lichtjaren, dat we precies op z’n kant bekijken. PLAAT XV HOE HEET DE CENTRAAL STERREN ZIJN de Stier, die verderop nog ter sprake zal komen, en waarvan de ster in het centrum het zelfs tot 100.000° brengt. Planeetnevels zijn dus wel een heel uitzonderlijk soort van hemellichamen, en het spreekt wel vanzelf, dat de sterrekundigen zich herhaaldelijk hebben afgevraagd: wat is zoo’n planeetnevel nu eigenlijk voor een ding? En hoe zouden ze wel ontstaan zijn? Meestal is een vraag als de laatste in de sterrekunde oneindig veel moeilijker te beantwoorden dan die naar de eigenschappen van het een of ander hemelsch object. Maar ook in dit opzicht weken de planeetnevels af van de gebruikelijke gang van zaken. Al zag het er immers een tijdlang naar uit dat de oorsprong dezer hemellichamen voorloopig wel in diepe duisternis gehuld zou blijven, zoo is men toch op het oogenblik vrij plotseling komen te staan voor een ontsluiering van het geheim, die alle kenmerken der waarheid in zich draagt. Ook dat eene, hetwelk volgens groote denkers als het kenmerk bij uitstek van het ware moet worden beschouwd: de eenvoud. Aan het betrekkelijk simpele antwoord op de vraag naar het wezen der planeetnevels is eigenlijk geleidelijk en als vanzelf vorm gegeven door het onderzoek der novae, of nieuwe sterren, waaraan men de laatste jaren — zooals we in het vorig hoofdstuk gezien hebben — met groote intensiteit heeft kunnen werken. Zooals men zich herinneren zal, vlamde er op 13 December 1934 in het sterrebeeld Hercules een onbekende ster op tot de eerste grootte. Maar de luister was slechts kortstondig, want onmiddellijk daarop verminderde de ster geleidelijk weer in glans, en toen ze op 1 April gaandeweg tot de vierde grootte genaderd was, scheen al haar licht verbruikt te zijn; immers in de maand daarop zonk haar lichtsterkte tot minder dan Vio.ooo gedeelte van wat het was geweest. Natuurlijk was het toen plotseling uit met de zichtbaarheid van de 15 In bet BQk van Zon en Sterren, HET MYSTERIE DER PLANEETVORMIGE NEVELS nova voor het bloote oog, en zelfs voor vrij groote sterrekijkers... Voor wat het bloote oog betreft bleef het daarbij tot op den huldigen dag: de ster is nimmer meer aanschouwd kunnen worden. Maar voor de mannen met de sterrekijkers namen de omstandigheden weldra in rooskleungheid toe, want na eenige tijd steeg de sterrehelderheid weer dermate, dat ze maar net even beneden de zichtbaarheidsgrens voor ongewapende blikken kwam te liggen. Thans, vier jaar na dato, is het sterretje langzaam aan wederom een paar grootteklassen zwakker geworden, maar die geleidelijke neergang gaat zoo traag, dat het nog wel jaren kan duren alvorens het hemellicht weer is gezonken tot de onaanzienlijke 15e grootte die het vóór de opvlamming had. Dat het sterretje aanvankelijk van de 15e grootte was geweest, leerde de inspectie van enkele „antieke” fotografische opnamen van de hemelstreek waar de nova zich zou vertoonen, en die op de plaats van de (latere) opvlamming een sterretje te zien gaven, dat vier duizend keer zwakker was, dan de kleinste sterretjes die nog met het bloote oog waarneembaar zijn. Lange tijd heeft men met die nieuwe sterren geen raad geweten. Maar dat was eigenlijk wel een beetje de schuld van de natuur zelf, want de twee beroemde novae, die het eerst de aandacht van ons West-Europeërs op dit soort hemelverschijnsel schijnen gevestigd te hebben, vlamden op rondom het jaar 1600, toen er dus nog van geen sterrekijkers sprake was; en toen de kijker eenmaal uitgevonden was, duurde het niet minder dan drie eeuwen alvorens de volgende nova aan het uitspansel verscheen. Dat was de nieuwe ster in Perseus, die in 1901 haar opwachting maakte en die in ons vorig hoofdstuk uitvoerig ter sprake is gekomen. Doch nadien werden de novae gelukkig talnjker, met het gevolg dat we betreffende de verschijnselen, die zich bij zoo’n sterre- NIEUWE STERREN opvlamming afspelen, tegenwoordig vrij goed rijn ingelicht. Zooals men weet, gaat het bij zoo’n „nieuwe” ster om een hemellichaam dat in werkelijkheid niet minder bedaagd is dan rijn broeders in de sterrenwereld. Het eenige nieuwe er aan is een zeker hernieuwd leven dat in zijn binnenste ontwaakte, in de vorm van een geweldige stroom van stralingsenergie, welke zich van binnen uit plotseling naar alle zijden baan breekt. Nu oefent straling, zooals we tegenwoordig weten, drutying uit, en de druk van de losgebroken stralingsenergie bij zoo’n nieuwe ster is zóó ontzagwekkend, dat de buitenste lagen van dat hemellichaam bij die gelegenheid finaal worden weggeblazen, het wereldruim in. Van de aarde uit gezien zien we de ster dan ook in een verbijsterend tempo opzwellen. Met als gevolg natuurlijk dat ze — wegens haar aanzienlijk vergroote oppervlakte — ineens veel meer licht gaat uitstralen. Dat is de verklaring die men tegenwoordig geeft van het „opvlammen” van een ster. Het is gebleken dat de afmetingen van zoo’n nova, op het oogenblik dat ze haar grootste helderheid bereikte, honderd maal grooter waren geworden als eerst! We moeten dit niet verkeerd verstaan. In werkelijkheid zijn het natuurlijk enkel maar de afgestooten buitenlagen, die de ster-opzwelling voorspiegelen. En zoodra deze gasmassa’s dan ook eenmaal ver genoeg van de ster verwijderd zijn, worden ze te ijl om nog lichtgevend te zijn. We kunnen er dan dwars doorheen kijken, en zien wat er van de ster zelf is overgebleven. Dat zullen we straks ook inderdaad gaan doen (om tot verrassende bevindingen te komen), maar eerst moge hier nog even de aandacht gevestigd zijn op die schielijk expandeerende gasbel, welke zich steeds wijder om de ster uitbreidt. Bedenken we eens even dat het helderheidsmaximum (waarbij de ster een 10.000 maal zoo sterk straalt als ze eerst deed) doorgaans in de verrassend korte tijd van enkele dagen, ja somtijds in één enkel etmaal, wordt bereikt, dan HET MYSTERIE DER PLANEETVORMIGE NEVELS kan het wel niet sterk verbazen, dat er bij zoo’n sterrenexplosie uitbarstingssnelheden van soms duizenden kilometers worden waargenomen. Deze imponeerende vaart blijven die uitgeworpen gasmassa’s vrijwel onverminderd behouden op hun reis het hemelruim in, en ook deze omstandigheid veroorlooft eenige belangrijke gevolgtrekkingen. Men merkte immers al spoedig op, dat er rondom iedere nova na verloop van tijd een nevelachtig schijfje zichtbaar werd, dat wel niets anders kon zijn dan juist die weggeblazen sterrenatmosfeer. Dat laatste was niet maar een looze gissing. Het lukte namelijk om van verschillende novae de afstand te meten. Weet men eenmaal hoe ver de ster van ons verwijderd is, dan kan men uit de schijnbare afmeting, welke het neveltje aan de hemelbol vertoont, ommiddellijk zijn ware grootte in kilometers berekenen. — Let men nu voorts nog op de tijd die verliep sinds het neveltje tot die afmeting aangroeide (dus de tijd, verloopen sedert de opvlamming van de ster) dan laat zich zonder meer becijferen met welke snelheid de nevel uitdijt. Deze snelheid bleek nu in alle gevallen precies te kloppen met die welke men, tijdens de opvlamming, in de spectroscoop had waargenomen! Er is dus geen ontkomen aan: die vorming van een gasnevel rondom de ster is ook al een van de vaste programmapunten, welke bij iedere novaopvoering behooren te worden afgewerkt. Rondom de in 1936 verschenen nieuwe ster in de Hagedis (Nova Lacertae) werd nog geen neveltje gezien, maar men heeft de snelheid waarmee de weggeblazen atmosfeer expandeerde zorgvuldig gemeten, en op grond daarvan heeft dr. J. A. Pearce, in verband met de afstand der ster welke op 3000 lichtjaar geschat wordt, reeds voorspellingen gedaan. Volgens hem zal de nevel rondom de nova najaar 1938 moeten zijn aangegroeid tot ruim 2 boogseconden. En als het nu eens niet uit mocht komen? — want daar Ziet het eigenlijk wel een beetje naar uit; immers op het mo- DE BAKERMAT DER PLANETAIRE NEVELS ment is er nog geen enkel rapport binnen betreffende waargenomen nevelachtigheid rond Nova Lacertae, en dat moest toch reeds bij een diameter van twee seconden boogs. Wel, dan is daar eenvoudig mee aangetoond dat we de afstand van de nova hebben onderschat. Gesteld dat deze eens tweemaal te klein werd aangeslagen, dan staat de ster dus twee keer verder dan we meenden, en het neveltje moet op het oogenblik niet 2, maar nog slechts 1 boogseconde zijn, en dat is zelfs voor de machtige refractoren op Lick en Yerkes nog wel wat weinig. Wat deze novae nu feitelijk met ons onderwerp van bespreking, de ringnevels, en in het algemeen de planeetvormige nevels, hebben uit te staan, zal langzamerhand al wel duidelijk zijn. Want ligt het niet zeer voor de hand om te onderstellen, dat die planeetnevels van thans eigenlijk niets anders dan de overblijfsels van voormalige novae zijn? Een curieus staaltje van de verrassingen waartoe deze hypothese kan voeren, hebben we betrekkelijk kort geleden meegemaakt bij de z.g. Crab-nevel, een vrij onregelmatige nevelvlek in de Stier (plaat X). Deze Crab-nevel is al een oude bekende. Hij werd ontdekt in 1731, maar zonder dat het bericht blijkbaar tot de astronomische wereld doordrong, want toen in 1758 de Fransche sterrekundige Messier bij zijn regelmatige strooptochten langs de hemel (naar kometenwüd) met zijn kijker op dit neveltje stiet, en bemerkte dat het ding de volgende avond nog steeds stokstijf op dezelfde plaats stond — zoodat het dus onmogelijk een komeet kon wezen — meende Messier toch in ieder geval een gloednieuwe nevel op het spoor te zijn gekomen. En dit deed hem dan ook het plan opvatten om zijn welbekende lijst van „nevelvlekken” te gaan samenstellen. Bij deze Crab-nevel (die zijn naam ontleent aan het iet of wat fantastische uiterlijk van een \reeft, dat hij in de HET MYSTERIE DER PLANEET VORMIGE NEVELS telescoop van Lord Rosse vertoonde) heeft men nu óók een expansiesnelheid kunnen vaststellen. Toen Prof J. C. Duncan in 1921 een tweetal fotografische opnamen van de nevel, welke 12 jaar uiteen lagen, met elkander vergeleek, bleek hem dat de Crab-nevel bij het verstrijken van de tijd een weinig grooter was geworden; hij had zich uitgebreid over een afstand van anderhalve boogseconde. Ook de spectroscoop werd op het geval gericht, en deze leverde onmiddellijk de grootte der uitdijingssnelheid: deze bedroeg 1000 a 1100 km per seconde. Dat is dus ongeveer 30 milliard kilometer per jaar, of 360 milliard in 12 jaar. Blijkens het bovenstaande onderspant deze enorme afstand, op de plaats waar de nevel in de wereldruimte staat, een hoekje van niet meer dan 1*4 boogseconde. Daaruit berekent men dan zonder veel moeite, dat de Crab-nevel circa 4900 lichtjaren van ons verwijderd moet zijn. Gewapend met dit gegeven kon men nu weer afleiden, dat de uiterste grenzen van de nevel niet minder dan 2*4 lichtjaar van de centraalster verwijderd zijn. Om dat traject met een snelheid van 1100 km per seconde te doorkruisen is er een goede 800 jaar noodig. Met andere woorden: de nevel zou 800 jaar geleden (dus omstreeks A.D. 1100) vanaf de ster vertrokken moeten zijn; en hebben we hier dus met een voormalige nova te doen, dan zou deze van omstreeks het jaar 1100 moeten dateeren. Is daar iets van bekend? Het schijnt van wel; althans vinden we in een oude Chineesche kroniek melding gemaakt van een nieuwe ster, die in het jaar 1054 tn het sterrebeeld de Stier moet zijn opgevlamd! Met een waarschijnlijkheid die aardig wel aan zekerheid grenst, hebben we hier in deze nova dus de oorsprong te zien van de thans alom bekende Crab-nevel, die in de dagen van Karei den Grooten dus eenvoudig nog heelemaal niet bestond. Het spreekt vanzelf dat dit geval een sterke steun biedt voor DE BAKERMAT DER PLANETAIRE NEVELS de opvatting, dat de bakermat der planeetnevels i.h.a. in de „nieuwe sterren” zou moeten worden gezocht. Toch zou men misschien nog bezwaar kunnen maken met het oog op het geringe aantal planeetnevels, dat heden ten dage bekend is. Er zijn er een 100 a150 aan de hemel ontdekt, en hoewel er nu en dan, bij hooge uitzondering, nog wel eens een nieuw — maar dan zeer klein en lichtzwak, dus heel ver verwijderd — exemplaar aan het licht komt, blijken de planeetnevels toch maar heel dun gezaaid. Maar wanneer we nu bedenken dat er iedere eeuw toch zeker een tiental novae opvlammen, waarom zijn planeetnevels dan niet veel talrijker aan de hemel, wanneer, zooals men geneigd is te onderstellen, iedere nova aan een planeetnevel het aanzijn geeft? Dit lijkt inderdaad een moeilijkheid, en het meest bevredigende antwoord schijnt dan ook te zijn, dat er blijkbaar niet uit iedere nova een planeetnevel ontstaat. Zooals men zich herinneren zal, was er in ons hoofdstuk over de nieuwe sterren niet slechts van novae, maar ook van supernovae sprake. Bij deze laatste zijn de optredende verschijnselen nog veel geweldiger dan bij de normale novae. De snelheid waarmee de gasmassa’s worden weggeblazen vanaf de ster zijn niet honderden maar duizenden kilometers; en terwijl een nova, op het hoogtepunt van zijn glans gekomen, straalt met een kaarssterkte van 2500 zonnen, kan de kaarssterkte bij een supernova zelfs stijgen tot 10.000.000 keer de zon! Supernovae bereiken dikwijls een lichtkracht die even groot — of zelfs nog grooter — kan worden dan alle sterren tezamen van het sterrestelsel waarin ze opvlammen! Waar nu bovendien deze supernovae in een sterrenstelsel uiterst zeldzaam optreden, — men schat dat zulks één keer in duizend jaar ongeveer gebeurt, — daar lijkt het niet onaannemelijk om in deze supernovae de eigenlijke oorsprong van de even schaarsche planeetnevels te willen zien. Waarschijnlijk is de hoeveelheid gas die bij de explosie van een normale nova wordt uitgezonden te onbelangrijk om haar, wanneer ze zich HET MYSTERIE DER PLANEETVORMIGE NEVELS eenmaal over een inhoud van eemge lichtjaren heelt uitgespreid, nog als een nevel te kunnen opmerken. Ook de Crab-nevel wijst trouwens in de richting der supernovae voor de oplossing van het raadsel. Men kent zijn afstand thans; deze bedraagt 4900 lichtjaar en het valt niet moeilijk te berekenen dat een normale nova, opvlammend op zoo groote afstand, ons niet helderder zou lijken als een sterretje van de 5e grootte, — d.i. ongeveer zoo zwak als met het bloote oog nog maar net zichtbaar is. Nu is het natuurlijk uitgesloten dat een sterretje van die geringe helderheid aan waarnemers in China indertijd, lang voordat de sterrekijker uitgevonden werd, zou zijn opgevallen. Onderstelt men daarentegen dat de nieuwe ster van 1054 een supernova was, dan moet ze ongeveer zoo helder geweest zijn als de avondster — even lichtsterk als de ster van Tycho, in 1572 — en dus een opvallend hemelobject zijn geweest. Toch, ondanks dit schijnbaar zoo gewichtig getuigenis van de „kersversche” Crabnevel, lijkt ook de supernova in het algemeen niet de geschikte voorvader van de planetaire nevels. Het zijn voornamelijk ouderdomsbepalingen van deze laatste hemelobjecten die zich tegen deze familierelatie hebben verzet, en de kwestie is interessant genoeg om er hier nog even bij stil te blijven staan. De opvatting, dat planetaire nevels uit novae ontstaan, brengt natuurlijk mee dat hun aanwezigheid maar van tijdelijke aard kan zijn. Zij komen en gaan. Zij \omen, d.w.z. Ze worden in onze telescopen zichtbaar, zoodra hun schijfje tot voldoende afmetingen is aangewassen om vanaf de aarde gezien te kunnen worden; terwijl ze gaan wanneer ze zóó sterk zijn uitgedijd, dat hun gasmassa langzamerhand al te ijl is om ons nog genoeg licht toe te zenden. Dr. F. Whipple van de Harvardsterrewacht heeft aan de hand van een uitgebreid onderzoek (eenvoudig door de spectrografisch waargenomen expansiesnelheid (in kilometers per seconde) van ieder der betrokken planetaire nevels met diens Een „sterrenwolk” in de Melkweg, ter plaatse van het sterrebeeld Schild. Men schat het aantal sterren dat op de foto voorkomt, op honderd duizend. Deze sterrenwolk beslaat aan de hemel een oppervlakte zoo groot als de vierhoek van de Groote Beer. Blauwe ster (Rigel); * temperatuur 20.000°. Witte sterren (Sirius); ^ temp. 8000 a 10.000°. ^ Gele ster (de Zon); temp. 6000°. Oranje sterren (Arcturus); temp. 4500°. ^ Roode sterren (Betelgeu- ze); temp. 2000 a 3000°. Een collectie spectra van heete en koele sterren. Hoe lager de temperatuur wordt, des te sterker het aantal donkere lijnen toeneemt. Het patroon van heldere strepen, dat telkens aan weerszijden van ieder sterspectrum voorkomt, is van een aardsche lichtbron (ijzerboog) afkomstig; het werd mee-gefotografeerd om de juiste plaats der lijnen in het sterspectrum te kunnen meten. De roode kant der spectra bevindt zich rechts, de violette links. PLAAT XVI NEVELS DIE KOMEN EN NEVELS DIE GAAN ware dimensies in verband te brengen) vastgesteld, dat de gemiddelde levensduur van een planetaire nevel ongeveer op 30.000 jaren geschat moet worden. Merkwaardig is daarbij, dat deze expansiesnelheden, voor zoover ze met voldoende nauwkeurigheid gemeten konden worden, op z’n hoogst enkele tientallen kilometers bedragen. Let wel, dit is niet de snelheid waarmede de gasmassa’s oorspronkelijk door de ster uitgestooten werden, maar die waarmee de uitzettende nevel zijn reis door het wereldruim onderneemt, nadat eenmaal de aantrekkingskracht van de ster voorgoed overwonnen is (iets wat aan de nevel een zeer groot gedeelte van zijn aanvankelijke snelheid heeft kunnen kosten; te grooter, naarmate de ster zwaarder is natuurlijk. De snelheid, waarmee de onderzochte nevels uitdijen, beloopt van 5 tot 50 km per seconde. Dat kan, zegt Whipple, geen toeval wezen. Volgens hem zullen alleen die novae, waarbij de gasschil zich uiteindelijkvoldoende langzaam uitzet, planetaire nevels in het leven roepen; wat dus voornamelijk bij zware sterren het geval zal zijn. Bij het meerendeel der novae vervluchtigt het gas om zoo te Zeggen te snel, om de gevormde nevel lang genoeg zichtbaar te doen blijven. Waar er een 150 planetaire nevels bekend zijn, die ieder een gemiddelde levensduur van ongeveer 30.000 jaar hebben, zal er gemiddeld elke 200 jaar een van de bekende nevels moeten verdwijnen, terwijl er dan, ergens anders een gloednieuwe voor in de plaats komt. Voor wat de planetaire nevels aangaat zal de hemel er dus over een jaar of tienduizend heel anders uitzien dan op het oogenblik. Bij de Crab-nevel is de uitdijingssnelheid zooals we gezien hebben al heel exceptioneel: ze bedraagt 1000 a 1100 km per seconde! Daaruit laat zich nu reeds voorspellen dat deze nevel in de Stier, nummer 1 van de cataloog van Messier, het — astronomisch gesproken — niet lang zal maken. D.w.z. zijn levensduur zal de bovengenoemde 30.000 jaren op geen stuk- HET MYSTERIE DER PLANEETVORMIGE NEVELS ken na bereiken. Maar zelfs afgezien van dit uitzonderlijke geval behooren de planetaire nevels tot de kortstlevende hemellichamen die men op het oogenblik kent. * * * Nu moeten we, tot slot, nog even gaan zien, wat er van de oorspronkelijke ster na zoo’n novacatastrophe overblijft. Oogenschijnlijk is na eenige tijd de oude toestand weer hersteld, want het goed gebruik wil immers, dat na meer of minder duidelijke stuiptrekkingen — die zich o.a. kenmerken door schommelingen in de lichtsterkte — de ster langzaam maar seker weer tot haar vroegere bescheiden helderheidsklasse van vóór de opvlamming terugkeert. Maar dat is toch slechts bedriegelijke schijn, want er is een diepgaand onderscheid gekomen tusschen de ster van voorheen en die van thans. We demonstreeren dit misschien het beste aan de dingen, die bij de Nova Hercuhs aan het licht kwamen. Op het moment waarop we door de ijle nevelsluiers heen het oorspronkelijke sterretje weer te zien kregen — 4l/2 maand na de uitbarsting — bepaalde men zijn temperatuur en zie, deze was onder al die bedrijven niet weinig opgeloopen. Terwijl de buitenste lagen van de ster vóór de opvlamming zooiets als 5000° waren geweest (iets koeler dus dan de zon), bleken deze na afloop te zijn gestegen tot het 14-voudige van dit bedrag: niet minder dan 70.000°! Natuurlijk straalt iedere vierkante meter van een sterreoppervlak van 70.000° veel meer energie uit dan een van 5000°. Maar niettegenstaande dat verscheen de ster ons in beide gevallen even helder, namelijk van de 15de grootte. Dat kon alleen als het steroppervlak voorheen veel grooter was dan thans. Het is een klein kunstje om te becijferen dat de nova, die aanvankelijk net zoo groot was als de zon, na de opvlamming ineengeschrompeld moet zijn tot de grootte eener planeet, met een diameter van slechts V40 zonsmiddellijn, iets kleiner dan onze planeet Uranus dus. DE OORSPRONG DER WITTE DWERGSTERREN Overigens bleek, dat het totale gewicht der ster na de explosie practisch niet verminderd was. De hoeveelheid gas die werd weggeblazen, was — absoluut genomen — wel heel groot (men kon hiervoor een gewicht begrooten van eenige trillioenen tonnen), maar in vergelijking tot het gewicht van de ster was dat toch slechts een onbeduidende fractie. En waar de ster oorspronkelijk even zwaar geweest moet zijn als de zon, komen we dus tot de slotsom, dat deze zelfde hoeveelheid stof thans in een 40 X 40 X 40 = 64.000 keer kleinere inhoud zit samengeperst. M.a.w. het soortelijk gewicht van de ster op het oogenblik is ongelooflijk groot. Er gaan zoo iets van 100 kilo’s in een cm8. Een sterremonster ter grootte van een lucifersdoosje weegt maar eventjes 2^4 ton! Over een dergelijke stand van zaken mogen we ons tegenwoordig niet meer verbazen. Tien jaar geleden mocht dat nog wel. Tien jaar geleden immers werd deze eigendommelijkheid ontdekt voor de allereerste keer bij de fameuze begeleider van Sirius; een sterretje ter grootte van eenige keeren de aarde, en waar óók een zonnegewicht in zat samengeperst. Hier woog een lucifersdoosje vol sterrenmaterie niet 2%, maar bijna 1 ton. Dus toch nog altijd zooveel, dat niemand aan deze fantastische uitkomst geloof kon hechten. Men meende in de redeneering die tot deze conclusie voerde ergens een steek te hebben laten vallen, alleen men wist niet waar ... Doch toen kwam Prof. Eddington vertellen, dat er eigenlijk niets bijzonders aan de hand was. Hij toonde aan dat een s.g. als 40 kg/cm3, gelijk men het voor de Siriusbegeleider had becijferd, onder de speciale omstandigheden waaronder de materie aldaar verkeerde, wel degelijk mogelijk was. Voor nadere gegevens raadplege men het zevende hoofdstuk van dit boek. Nadien hebben verschillende andere geleerden hetzelfde bewezen, ieder op zijn manier; terwijl er inmiddels nog meer van zulke „witte dwergen” aan de hemel werden aangetroffen. Sindsdien trekt dus iedereen, die iets hoort verluiden HET MYSTERIE DER PLANEET VORMIGE NEVELS over de fantastische dichtheden waaronder de materie op grimmige plaatsen in het heelal wordt aangetroffen, een gedicht van: dat weten wij allang. Maar waar we nog wel de handen over ineen mogen slaan is dat we hier, bij het opvlammen van de Nova Herculis, bij de opvoering dus van een der machtigste hemeldrama s, welke stervelingen op dit ondermaansche mochten aanschouwen, getuige zijn geweest van de overgang van een „normale ster in zoo’n zonderlinge „witte dwerg”, welke gedaanteverwisseling bij die gelegenheid voor onze oogen plaatsgreep. En zoo komen hier dus drie verschillende draden te zamen, die onderscheidenlijk voeren naar nieuwe sterren, witte dwergen, en planetaire nevels; drie soorten hemellichamen welke op het eerste gezicht zoo heelemaal niets met elkaar hebben uit te staan. — Niet alleen kwam, dank zij de studie der Nieuwe Sterren het geheim rondom de geboorte der Planeetnevels tot opheldering, maar ook de raadselachtige herkomst van die wonderbaarlijkste aller sterrensoorten: de Witte Dwergsterren, schijnt thans te zijn ontsluierd. En dat is een van de meest recente buitenkansjes die den sterrekundigen in de schoot gevallen zijn. HOOFDSTUK XI In de Diepten van het Wereldruim» Hoeveel sterren ziet het bloote oog? — En de telescoop? — De Melkweg in sage en wetenschap — De spiraal van Easton — Afstandsmeting in het wereldruim — Het lichtjaar — Cepheïden — Bolvormige sterrehoopen — Ons melkwegstelsel — Spiraalnevels — Cepheïden in de Andromeda-nevel — Melkweg en melkwegen — Nevelnesten — Een model tot slot. Maar weinigen hebben een juist denkbeeld van het aantal sterren aan de hemel. Leest men er de dichters op na, dan schijnen de millioenen niet van de lucht, en de schattingen der overige niet-ingewijden — ook de meest prozaïsche onder hen — plegen al evenzeer te schommelen tusschen millioenen en milliarden. Toch zijn al die enorme getallen er ver naast. Let wel, het gaat hier natuurlijk slechts over de sterren die voor het bloote oog te zien zijn. Welnu, volgens de tellingen der astronomen bevat de hemel 12 sterren van de eerste grootte; 27 van de tweede, 66 van de derde, 350 van de vierde, 1005 van de vijfde, en 3260 van de zesde. In totaal 4720 sterren. Nu zal de lezer langzamerhand al wel weten, dat de 6e grootteklasse voor het ongewapend oog de uiterste grens is, en dus bevat de hemelbol slechts een kleine vijf duizend zichtbare sterren. Geen millioenen dus, maar slechts eenige duizendtallen. Men verwondert zich van buitenstaanderszijde dikwijls over dit kleine aantal sterren. Ten onrechte, gelooven we; want al moge het ook waar zijn dat de onordelijke verdeeling, vooral van de zwakkere sterretjes, sterk meewerkt tot die IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM indruk van ontelbaarheid, het aantal sterren aan het hemelgewelf is inderdaad zeer groot. En het misverstand ligt dan ook niet zoozeer bij de sterren als wel aan de omstandigheid dat de toehoorder het getal duizend te laag aanslaat. Duizend is, zelfs in een wetenschap als de sterrekunde, waar gewerkt wordt met billioenen en trillioenen, een aanzienlijk bedrag, en 5000 sterren is een zeer groot aantal. Laat ons dat in de loop van het volgende goed voor oogen houden. Dit sterrenaantal neemt ineens sterk toe, wanneer men van een kijkertje gebruik maakt. Zoo is een eenvoudige veldkijker reeds in staat om ons 50.000 sterren te vertoonen. In een kijker van 25 cm opening zijn niet minder dan 14.000.000 sterren zichtbaar, en de groote Hookertelescoop met zijn diameter van 2/i m brengt zelfs 300 millioen sterren aan het licht. — Natuurlijk werden deze laatste nooit allemaal werkelijk geteld. Men heeft eenvoudig een aantal steekproeven genomen en daaruit een schatting gemaakt van het totale sterrental des hemels, gezien door de bewuste reuzentele- scoop. t De duizenden sterren die het bloote oog aan de hemel waarneemt, liggen niet overal even dicht gezaaid. Wie daar speciale belangstelling voor heeft, zal aan de hand van eigen waarnemingen direct kunnen opmerken, dat bijvoorbeeld in Perseus, in Cassiopeia, of in de Zwaan het aantal sterren der diverse zichtbare grootteklassen veel grooter is dan elders aan de hemel. Dit is iets merkwaardigs, vooral wanneer men daarbij tevens opmerkt, dat door deze sterrebeelden een wolkachtige, flauw lichtgevende band loopt, de z.g. Melkweg. Ofschoon op de genoemde plaatsen wel het duidelijkst Zichtbaar, beperkt de Melkweg zich niet tot deze sterrebeelden alléén. Integendeel, de zwakglanzende melkweggordel loopt volgens een groote cirkel de hemel rond, dat wisten die oude volken ook reeds, volgens wier sagen de Melkweg de plaats aangaf, waarlangs de beide helften van de hemelbol aan elkaar geklonken waren. DE MELKWEG In de sagenwereld van alle volken vindt men de Melkweg trouwens terug. Zoo heerschte onder Grieken en Romeinen de opvatting, dat het de weg zou zijn, die de zielen hadden af te leggen tijdens hun verblijf op aarde. Door de eene poort (die zich in de Tweelingen zou bevinden) traden ze dit tranendal binnen, om door de andere (in de Schutter) tot de góden weer te keeren. — De Egyptenaars beschouwden de Melkweg als een pad, dat door godin Isis met korenaren werd bestrooid. De Grieksche sterrekundige Plutarchus meende daarentegen in de melkweggordel de sporen te moeten zien van de ongelukken die de jongeling Phaeton maakte, toen hij eens trachtte de vurige zonnewagen te besturen op diens dagelijksche tocht langs het hemelgewelf. De uitvinding van de sterrekijker heeft aan al deze dichterlijke verbeeldingen een einde gemaakt. Geen schroeivlekken van zonnevuur op hemelsch fluweel, geen waterstroom die de zielen op hun tocht naar de onderwereld voortvoerde, geen pad van korenaren ook. Het weefsel van de hemelsche melkwegsluier bleek er een te wezen van het zuiverst sterrenlicht; myriaden sterren sponnen hun schijnsel tezamen tot hetgeen wij de Melkweg noemen. D.w.z. niet het licht van de sterren die we in zoo grooten getale de melkwegband zien overspikkelen. Het eigenlijke wazige licht van de Melkweg komt van sterren die te zwak zijn om ze met het bloote oog te onderscheiden. Eerst een sterrekijker slaagt er in, die tallooze sterretjes zichtbaar te maken. Voor een gedeelte dan, want ook het vermogen van een telescoop immers is begrensd; en waar zelfs de allergrootste kijkers ter wereld er niet in slagen elke ster in de Melkweg aan het licht te brengen — blijkbaar omdat er zijn die veel te ver weg staan — komen we vanzelf tot de onderstelling dat de sterrenverzameling die wij als Melkweg betitelen, moet zich uitstrekken tot zeer ver van ons vandaan. Wat de hemelfotografie ons over de sterrenbevolking van de Melkweg heeft geleerd, toont een blik op plaat XVI ons IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM op ondubbelzinnige wijze. Het is een opname van de „sterrenwolk” in het sterrebeeld het Schild, de fraaiste en tevens de meest opvallende melkwegwolk van de gansche hemel. Sterren en niets dan sterren ... Het lijkt meer op het beeld van een bijzonder dichte sneeuwstorm dan van een gedeelte van de sterrenhemel! De bevinding dat de sterren speciaal in de richting van de Melkweg — in het vlak van de Melkweg, zooals men zegt — Zich tot op verre afstand uitstrekken, geeft aanleiding tot het volgend vermoeden. Waarschijnlijk bevinden wij ons temidden van een ronde platte schijf van sterren. Im¬ mers, kijken we het wereldruim in in een richting loodrecht op deze schijf, dan zal ons oog slechts betrekkelijk weinig sterren ontmoeten. Zien we echter de kant uit waarheen de schijf zich uitstrekt, dan ontwaren we er natuurlijk veel meer; — en niet enkel zichtbare, doch ook onzichtbare, waarvan slechts de flauwe lichtschijn van duizenden en duizenden tezamen zich aan ons kenbaar maakt. Wie in de stilte van een zomeravond, achterover in het gras, wel eens gepoogd mocht hebben de ragfijne structuur van de zilveren melkwegstroom te ontwarren, om er de vormenrijkdom van te vatten, zal wel spoedig tot de ontdekking gekomen zijn, dat hier een uiterst gevoelig oog wordt vereischt om de subtiele nuances van licht en donker in dat fijne lichtweefsel naar juiste verhoudingen weer te geven. — Belangrijk werk in dit opzicht is geleverd door de Nederlandsche geleerden Dr. C. Easton en Prof. A. Pannekoek. Easton was ook een der eersten die zich de vraag voorlegden naar de gedetailleerde structuur van die ronde platte sterrenschijf. Hij stelde zich voor dat wanneer we er eens bovenop konden kijken, deze sterrenschijf spiraalvormige windingen zou blijken DE SPIRAAL VAN EASTON te vertoonen, op de wijze als het figuurtje ze te zien geeft. Easton stelde zich namelijk op het standpunt, dat ons „melkwegstelsel” — het sterrenstelsel dus van de millioenen en millioenen sterren waarvan wij met de zon deel uitmaken — wel eens niets anders zou kunnen blijken te wezen dan een van de tallooze „spiraalnevels” die het wereldruim be¬ volken. Een hypothese die op zichzelf beschouwd niet onaardig was, maar die toch eerst van alle kanten diende getoetst te worden, alvorens men verlangen kon dat ze algemeen ingang zou vinden. — Dat oogenblik, we mogen het hier al wel vast meededen, is reeds lang aangebroken, en Easton’s zienswijze is thans gemeengoed der sterrekundigen geworden. Maar daartoe zijn twee dingen noodig geweest: vooreerst dat men de grootte van ons melkwegstelsel bepaalde, en verder dat de afmetingen dier „andere” spiraalnevels aan het licht gebracht werden. En bij het oplossen van beide problemen heeft men zoovele moeilijkheden te overwinnen gehad, dat Volgens Jbaston zou ons melkwegstelsel de bouw van een spiraalnevel bezitten. 16 In bet RJjk van Zon en Sterren. IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM men eigenlijk nog pas kort geleden tot een definitief resultaat kwam. Vooreerst dan: hoe groot is ons eigen sterrenstelsel? Wil men daarover iets ervaren, dan is het noodig om afstanden te gaan meten in het wereldruim. Hoe de sterrekundige daarbij te werk gaat, kwam reeds in hoofdstuk IV ter sprake, naar aanleiding van hoogtemetingen bij het Noorderlicht. We sagen daar dat, wanneer men een voorwerp vanuit twee verschillende standpunten fotografeert, het zich op verschillende plaatsen tegen een verwijderde achtergrond zal afteekenen. Hoe verder het object weg is, des te kleiner de verplaatsing tegen die achtergrond zal Zijn. Een ster die dichtbij staat, fotografeert men tegen de hemelachtergrond-der-veel-verder-weg-gelegen-sterren vanuit twee punten van de aardbaan, die recht tegenover elkaar gelegen zijn, zoodat de basislengte in dit geval twee keer de afstand aarde-zon, of 300.000.000 km bedraagt. Maar zelfs dan nog is de verplaatsing, die de dichtstbijzijnde ster tegen de hemelachtergrond vertoont, niet grooter dan de dikte van een haar, gezien op een afstand van 13 meter! Men kan daaruit afleiden dat de afstand van die bewuste ster dan 45.000.000.000.000 (45 billioen) km moet bedragen. En die staat nog wel het dichtste bij! Ster-afstanden drukt men dan ook nooit in kilometers uit, daarvoor zijn ze te geweldig; de afstand tusschen steden onderling geeft men toch immers ook niet op in millimeters bijvoorbeeld? Men heeft berekend, dat een lichtstraal van die ster (licht plant zich, zooals bekend, rechtlijnig voort over een afstand van 300.000 km in de seconde!) de aarde bereikt in 4«/2 jaar. Men zegt daarom: de afstand der dichtstbijzijnde ster bedraagt 4y2 lichtjaar. Zóó nauwkeurig echter zijn de meetinstrumenten van tegenwoordig, dat men op opnamen met de grootste telescopen nog sterverschuivingen kan bemerken, die zestig keer ge- AFSTANDSMETING IN HET WERELDRUIM ringer zijn dan die van de meest nabije ster, dus van sterren die op een 300 lichtjaren staan! Maar dat is dan ook wel de uiterste grens, die op deze wijze bereikbaar is. Er zijn intusschen nog verschillende andere wegen verzonnen, waarlangs men informaties kan bekomen betreffende de afstanden waarop de sterren staan, en dat is maar gelukkig, want 300 lichtjaar is sterrekundig gesproken zóó vlak naast de deur, dat er in verband met het onderzoek naar de afmetingen van ons melkwegstelsel niets mee te beginnen zou zijn geweest. Slechts een van deze methoden — die, welke ons het verst van huis brengt, het heelal in — kan hier ter sprake komen. Om te begrijpen hoe men daarbij te werk gaat, hebben we ons slechts te herinneren, dat het mogelijk is om uit de gegeven afstand van een ster, en de helderheid waarmee wij hem aan de hemel zien schijnen, te berekenen hoe groot zijn wer\élij\e \aarsster\te wel is. Gesteld nu echter eens dat we van een ster, behalve zijn helderheid aan de hemel, oo\ nog de \aarsster\te wisten, dan zou uit deze beide gegevens natuurlij\ omgekeerd oo\ de afstand zijn af te leiden. Misschien lijkt deze laatste bewering, ofschoon volmaakt juist, u volkomen nutteloos toe, want om deze regel te kunnen toepassen, zou er bij de ster in kwestie op de een of andere wijze de kaarssterkte moeten staan bijgeschreven! Op het eerste gezicht lijkt het inderdaad vreemd dat iets dergelijks zich ooit zou kunnen voordoen, maar niettemin is het een feit, dat afstandsbepalingen langs deze weg tegenwoordig schering en inslag zijn geworden bij onderzoekingen naar de bouw van het heelal. De heele kwestie is: kunnen sterren ons hun kaarssterkten verraden, zonder dat we hun afstand kennen? En dat is inderdaad mogelijk, zooals het onderzoek van een bepaald soort veranderlijke sterren heeft geleerd. Er zijn sterren wier helderheid op gezette tijden toe- of afneemt. Algol, in Perseus, is bijvoorbeeld een heel bekende veranderlijke ster. Bij hem speelt het heele proces dier lichtwisseling zich telkens opnieuw in ongeveer drie dagen af. Ge- IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM durende ll/2 dag blijft de helderheid van de ster aan de hemel onveranderd dezelfde, en wel van de 2e grootte. Dan daalt zijn lichtsterkte in 5 uur tijds over meer dan een grootteklasse, om vervolgens weer even snel toe te nemen tot wat ze eerst was. Een aparte groep onder de veranderlijke sterren vormen de Z.g. cepheïden. bij deze heeft niet, zooals bij Algol, een plotselinge inzinking in helderheid plaats, maar de lichtsterkte neemt hier op een gegeven moment betrekkelijk snel toe, om naderhand weer langzaam af te nemen, — en dat alles, met nimmer falende regelmaat, telkens weer opnieuw. Deze cepheïden (hun ietwat eigenaardige naam is ontleend aan het feit dat de eerste ster van deze soort Delta Cepheï was) zijn het nu, die ons van hun kaarssterkte mededeeling doen, onder het mom van hun periodieke helderheidsschommeling. In 1912 ontdekte namelijk de Amerikaansche sterrekundige Miss Leavitt, dat hoe grooter de \aarsster\te van zoo’n cephëide is, in des te langzamer tempo deze zijn helderheidsschommelingen uitvoert. — Om een voorbeeld te geven, is de periode der lichtwisseling 2 dagen, dan heeft de ster een kaarssterkte van 200 zonnen; bij een tempo van 10 dagen bedraagt zij 1600 zonnen, enz. Hier werd ons dus een middel aan de hand gedaan om uit te maken hoe groot de kaarssterkte van een ster is, eenvoudig door na te gaan (wat gemakkelijk genoeg is) in hoeveel tijd hij eenmaal aan de hemel „knipoogt”. Hoever de sterren weg staan, maakt niets uit. Wanneer ze slechts voldoende licht geven om door ons, desnoods met de sterkste kijker, te worden waargenomen, zoodat we het tempo van hun lichtsehommeling kunnen achterhalen, leert de kunstgreep van Miss Leavitt ons onmiddellijk hoe groot de kaarssterkte van de ster is, en dus ook hoever hij weg staat. Een gelukkige omstandigheid is, dat de cepheïden blijken te behooren tot de sterren met de grootste lichtkracht, zoodat ze nog op enorme afstanden zichtbaar zijn. — Men trof ze o.a. aan in de sterrehoopen. CEPHE1DEN IN STERREHOOPEN Op sommige plaatsen aan het uitspansel kunnen ons tusschen de sterren somtijds flauwe, nevelachtige lichtplekjes in het oog vallen, — nog nèt te zien, maar toch te vaag om er een bepaalde vorm aan te onderscheiden. Sommige laten zich reeds in een bescheiden kijker gemakkelijk oplossen in een dichte zwerm sterretjes. Bij andere lukt het ontleden in sterren eerst met krachtige instrumenten; maar het gaat niet altijd. Tegenwoordig onderscheidt men dan ook scherp twee geheel verschillende soorten hemelobjecten: sterrehoopen en nevels. Van deze sterrehoopen zijn wel het merkwaardigst die, waarbij de sterren een bolvormige ruimte blijken in te nemen. Een fraai voorbeeld van zoo’n bolvormige sterrehoop vindt men op PI. XII; het is de sterrehoop in Hercules. Terwijl deze voor het bloote oog slechts als een vaag lichtvlekje zichtbaar is, ontwaart men door een kijker een kogelronde verzameling van glinsterende lichtpuntjes ... een schouwspel van onbeschrijfelijke pracht. Thans zijn er van deze bolvormige sterrehoopen ongeveer een honderd bekend, en dank zij de cepheïden die men onder hun sterren aantrof, kon men hun afstand afleiden. Het bleek dat bolhoopen alle zeer ver weg staan, op afstanden van tienduizenden van lichtjaren. Zoo staat de sterrehoop in Hercules — een van de dichtstbijzijnde nog wel — 23.000 lichtjaar van ons vandaan! De verst verwijderde bolvormige sterrehoop is zelfs in de allergrootste telescopen nog maar een onaanzienlijk lichtvlekje, en zijn afstand bedraagt 140.000 lichtjaren! Men heeft — aangezien men nu toch immers hun afstanden kende — de ligging dezer bolvormige sterrehoopen ten opzichte van ons melkwegstelsel in kaart kunnen brengen. Daarbij kwam de zeer interessante bijzonderheid aan het licht, dat de bolhoopen ons sterrenstelsel a.h.w. aan alle zijden insluiten; het zijn om zoo te zeggen de mijlpalen, die de grenzen van ons melkwegstelsel afbakkenen. Men vindt een en ander op ommestaande figuur afgebeeld, waar de dikke ronde stip- IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM pen juist deze bolhoopen voorstellen. Langs deze, en nog langs verschillende andere wegen, kwam men te weten dat ons ronde, platte sterrenstelsel, dat zoo ongeveer de vorm heeft van een horloge, of van een wiel, een diameter bezit van ongeveer ... 100.000 lichtjaar. De dik- Ons melkwegstelsel gezien op z’n kant, op een afstand van een paar millioen lichtjaren. te is veel minder, ongeveer Vj 0 van dit bedrag, dus „slechts een 10.000 lichtjaren. Binnen dit gigantische stersysteem moeten zich naar schatting een 100 milliard sterren bevinden. En dan nog steeds te moeten bedenken dat binnen de ruimte van dat sterrenstelsel de sterren toch nog zoo uiterst dun gezaaid zijn als we dit in hoofdstuk IX hebben gezien. Daar werden de sterren verkleind tot speldeknoppen, waarvan er een in Groningen, een in Utrecht en een in Maastricht werd geplaatst, en toen was ons land reeds „vol sterren”, wanneer we de bevolking der ruimte althans op schaal wilden weergeven, in verband met ONS MELKWEGSTELSEL de afmetingen van zoo’n ster; d.w.z. in een model dat millioen X millioen keer verkleind was. — En toch telt ons sterrenstelsel in totaal honderd miüiard sterren. Zóó groot zijn zijn afmetingen dus blijkbaar! Het middelpunt van het melkwegstelsel bevindt zich in de richting van het sterrebeeld de Schutter. Helaas belemmeren enorme massa’s donkere materie ons naar die kant het uitzicht, en ontnemen ons zoodoende alle hoop om ooit te ervaren hoe het er in dit centrum van ons sterrenstelsel wel precies uitziet. De plaats van de zon in dit groote sterrenwiel vindt men óók (met een kruisje) op het figuurtje aangegeven. Ongeveer 30.000 lichtjaren bevinden we ons van het centrum verwijderd. De zon, met zijn stoet van planeten — op eentje waarvan wij, menschen, wonen — staat dus iets dichter bij de rand dan bij het midden van ons eigen sterrenstelsel, waarvan de middellijn immers 100.000 lichtjaar is. Honderdduizend jaren heeft zelfs het Echt noodig om dit sterrenstelsel te doorkruisen. Ieder jaar telt ruim 30 millioen seconden, en elke seconde spoedt de lichtstraal zich 300.000 km voort... Rekent u dus maar uit. Toch hebben we hiermee, ondanks die waarlijk duizelingwekkende getallen, de grenzen van het heelal nog niet bereikt. Nog lang niet. De wereldruimte bleek te wemelen van sterrenstelsels, even omvangrijk als het onze. Duizenden en nogmaals duizenden vielen er binnen het bereik onzer groote telescopen. Dat zijn de spiraalnevels. De eerste „nevelvlek” die een spiraalstructuur bleek te bezitten was de vermaarde nevel in de Jachthonden; Lord Rosse ontdekte het feit in 1845 met zijn reuzentelescoop. Toen de sterrekundigen nu later de spectroscoop op de spiraalnevels richtten, bleek hun Echt gewoon sterreEcht te zijn. Niettemin verzetten deze nevels zich hardnekkig tegen iedere poging om in sterren te worden opgelost! Er kon maar IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM één verklaring wezen: deze sterrenstelsels moesten zóó ver af staan, dat zelfs in de grootste toenmalige sterrekijkers het gezamenlijk sterrenschijnsel tot een simpel lichtvlekje ineen moest smelten. Eerst de latere Hookertelescoop der Mt. Wilson-sterrewacht heeft licht kunnen brengen in de duisternis. De optische kracht van diens reuzenspiegel bleek zoo geweldig, dat eenige der dichtstbijzijnde spiraalnevels hun geheim moesten prijs geven. De Andromeda-nevel — de eenigste spiraalnevel waarvan met het bloote oog een flauw spoortje te bekennen is (PI. XIII) — gaf in zijn buitenste windingen samenklonteringen van fijne lichtpuntjes te zien (PI. XIV); en nog enkele andere nevels volgden. Het raadsel van die spiraalnevels, voor wat hun wezen betrof, was dus nu wel opgelost — dat was in 1925. Maar in welke betrekking stonden ze tot ons eigen sterrenstelsel? Maakten ze er deel van uit, of bevonden ze er zich mogelijk ver buiten? Om daarop het antwoord te krijgen, dienden er wederom afstanden te worden gemeten. En dit werd mogelijk, dank zij de omstandigheid dat er zich onder de aan t licht gebrachte sterren in de windingen der Andromeda-nevel wederom een aantal cepheïden bevond, waarvan het tempo der lichtschommeling ons via hun kaarssterkte weer tot hun afstand voerde — en daarmee natuurlijk tot de afstand van de nevel zelf. (Zie PI. XIV, die eenige cepheïden in de bekende Driehoek-nevel vertoont). En toen was alle onzekerheid ten einde. Het bleek dat de Andromeda-nevel niet minder dan 800.000 lichtjaren van ons verwijderd was. Hij stond dus ver buiten ons melkwegstelsel, dat immers maar 100.000 lichtjaar middellijn heeft. Bovendien kon men in verband met zijn grootte op de hemelfoto’s, nu men eenmaal de afstand wist waarop hij zich bevond, gemakkelijk berekenen hoe groot zijn afmeting in werkelijkheid moest zijn. En ook nu volgde EEN DUPLICAAT-MELKWEG er een verrassing: de middellijn van de Andromeda-nevel moest ongeveer... 100.000 lichtjaar bedragen; even groot dus als die van ons eigen melkwegstelsel. Zoodat we daar in Andromeda dus een soort duplicaat-melkweg op het spoor gekomen waren! Nog tal van andere spiraalnevels heeft men op deze wijze kunnen onderzoeken, en wel langs verschillende wegen, teneinde iedere onzekerheid buiten te sluiten, doch de resultaten waren eensluidend. Iedere spiraalnevel is een ander melkwegstelsel. Hoe ver reiken deze nevels nu wel? Kent men dan nu eindelijk de grenzen van het heelal? Of doen we beter met bescheidenlijk te vragen: hoever reikt ons oog in het wereldruim — nadat het zich als vergrootingsapparaat de grootste der bestaande telescopen heeft voorgeschakeld? Inderdaad is het beter om de vraag in de laatste vorm te stellen, want de grenzen van het heelal heeft men nog altijd niet bereikt. Maar dat neemt niet weg dat we met onze blik toch reeds aardig diep het hemelruim zijn ingedrongen. Wie er een flinke sterrenatlas op naslaat en daarop het sterrebeeld met de vreemdsoortige naam van Hoofdhaar opzoekt, ergens tusschen de Groote Beer en de Leeuw, zal opmerken dat dit Hoofdhaar een eigenaardige opeenstapeling van kleine nevelvlekjes bevat, waarvan met het bloote oog wel niets te ontdekken valt, maar waar een betrekkelijk kleine kijker er toch al heel wat van laat zien. Een speciaal onderzoek door Prof. Shapley, den directeur der Harvardsterrewacht, voerde tot het resultaat, dat er zich in die omgeving op een gebied van 5 graden in het vierkant niet minder dan 1766 spiraalneveltjes aan de hemel vertoonden! De IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM afstand van dit „nevelnest” bedraagt een 40 a 50 millioen lichtjaren. Van dergelijke nevelnesten hebben de groote telescopen er ons op tal van plaatsen aan de hemel onthuld. Men kent er, waarvan de exemplaren zich bevinden op nog 2, 3, 4 of 5, ja zelfs op 10 keer grooter afstand. Maar dat is dan ook de uiter- ,,*• „ 12 ,o" S o S5 50 45 «31* i "| ; I . I • . ' ' . .. •• ■ ' . • : ‘ • » % * . • *•*.*’.**•** • +30* —4» —v. . -l]-!-..* / ■' v "TT .7” \ •'* ’*.*.** .; . * V h <*. • . . •* * • ♦29* — •• ~ 7f - ^ r r—n V-1 T * * *■ . *•••*> *>. /««MM , .• • > •.'• • /*•* & {_ ■' :V. ’/■ ■ Vii'i?*'1 > * • J —■ ■ — * * * ■ - ‘ê'ïf.'i 4j *• . *•/#l f .• ' V ‘ -.v •: ’ •" • • j . v>, ;• •», i < *, b •• . •: •.. • / • . *> • 1 v; . .... • ;‘V . • .. . • ' .—: • **' 1 • % *7—■'•»■*• ^—r1 ..(ƒ • -‘t • . . . - “ .• •• ■ . • tt * ,vr ’• **, •. • *•.*.** • 1 • . . • . # - ' ’ * * .V ; •> ’ *., ; • ♦86* -—^—* ^ " • * * I • t • Een „nevelnest” in het Hoofdhaar. Deze puntjes zijn geen sterren, maar ieder ervan stelt een spiraalnevel voor! ste grens. De diepste diepte tot waar het oog thans reiken kan is 500 millioen lichtjaar ... Vijfhonderd millioen jaren heeft het licht dus noodig om van die allerverste nevels tot ons te komen — het licht dat zich zoo vliegensvlug beweegt, dat het iedere tel 300 millioen meter verder komt; dat ons vanaf de Maan in iets meer dan één enkele seconde bereikt; dat onze afstand tot de zon aflegt MELKWEGEN BIJ DUIZENDEN in 8 minuten, en dat het heele zonnestelsel doorkruist in 11 uren, dus nog geen halve dag. Omgekeerd: alles wat we van die verste nevels waarnemen, komt overeen met hun toestand van 500 millioen jaar geleden ... Tegenover zulke afstanden, in ruimte zoowel als in tijd, valt de mensch en al het menschelijke in het niet. Maar niettemin is deze mensch in staat om, aan de hand van zelfverzonnen hulpmiddelen, dergèlijke afstanden te peilen; Ze bewust te worden, zoowel in ruimte als in tijd; — misschien nog wel het grootste raadsel van allemaal... Ziehier dan tenslotte tot welk beeld van het waarneembare heelal men gekomen is, aan de hand van al deze onderzoekingen: Een onmetelijke ruimte, waarin op vrijwel gelijkmatige afstanden van elkaar sterrenstelsels zijn uitgestrooid, ter grootte van ons melkwegstelsel, met een diameter dus van ca. 100.000 lichtjaren. Ieder van hen biedt plaats aan eenige tientallen milliarden sterren, alle zoo zwaar als onze zon. De afstand dier stelsels onderling bedraagt ongeveer tien keer hun middellijn, of 1 millioen lichtjaar. — Hoe groot dit heelal is, weten we niet. Al wat we zeggen kunnen is, dat we er van de aarde uit een bolvormige ruimte van overzien, waarvan de uiterste grenzen 500 millioen lichtjaren ver gelegen zijn. Of wilt ge een overzichtelijk model? In hoofdstuk IX namen we speldeknoppen voor sterren, en we verkleinden dus globaal een billioen (= millioen X millioen) malen. — Laat nu deze zelfde speldeknoppen eens niet de sterren, maar conglomeraties van milliarden sterren, heele sterrenstelsels voorstellen. Onze verkleining is dan natuurlijk niet meer een billioenste van de werkelijkheid, zooals in hoofdstuk IX en op blz. 246, maar nog weer eens een billioen malen kleiner, en alles wordt dus op een schaal van 1 op millioen X millioen X millioen X millioen weergegeven. IN DE DIEPTEN VAN HET WERELDRUIM Welnu, men heeft nagegaan dat de Hooker-telescoop ons ongeveer het bestaan van 100 millioen spiraalnevels onthult. We wapenen ons dus om te beginnen met 100 millioen speldeknoppen — dat zijn er 4 emmers vol, en het valt dus nogal mee, denkt ge misschien; maar vergis u niet. Want weet ge dat ge er vijf uur voor noodig hebt, enkel om de bodem van een onser emmers één laag dik met speldeknoppen te bedekken, aangenomen dat ge er iedere tel eentje neerlegt? — Maar nu gaan we aan het bouwen uit onze vier emmers vol. Ieder bolletje plaatsen we op een afstand van 10 keer z n middellijn, dus 1 cm, van de vorige, en natuurlijk bouwen we ons model niet slechts van boven naar beneden, en van links naar rechts, maar ook naar voren en naar achteren uit. — Aangenomen nog altijd dat we één bolletje per seconde plaatsen, en dit 8 uur per dag volhouden, zijn daar 9 jaren mee gemoeid, alvorens ons model-universum, dat is te zeggen het gebied dat men op het oogenblik van de aarde uit overziet, gereed is. Is het eenmaal zoover, dan hebben we een bolvormige ruimte opgebouwd, zoo ongeveer ter grootte van een flink vertrek. — Aldus blijkt, dat zelfs het heelal heel huiselijk binnen de muren van onze woning is te halen ... Ofschoon dat natuurlijk wel een tikje samenhangt met de radicale wijze waarop we aan het verkleinen zijn gegaan. Want vijfhonderd millioen lichtjaren ...! REGISTER Aantrekkingskracht, 69 aardatmosfeer, 86, 87, 93 w., 96 aardmagnetisme, 64, 87 w. achromatisch objectief, 19 Adams, W. S., 174 afstandsmeting i. h. heelal, 84, 242 Anderson, 203 Andromeda-nevel, 213 Aratus, 105, 107 Argelander, 146 d’Arquier, 219 astraallichaam, 49 aswenteling v. d. aarde, 108 w. — v. d. hemel, 108 w. atmosfeer der aarde, 86, 87, 93 w., 96 — v. Zêta Aurigae, 190 w. atoombouw, 63 w. Baade, 214 Babyloniërs, 103, 113 Bailey, 206 Baetsch, 130 w., 132 Bayer, 126, 126 w., 146 Bessel, 163, 170 w. Birkeland, 84, 91 w. Blaeu, 125 Bode, 135, 139 brandglas, 14 brandpunt, 14 brandpuntsafstand, 16 Calcium op de zon, 49, 50, 55, 56, 193, 194 — op de sterren, 189 w., 193 celspiegels, 39 cepheïden, 244 w., 248 Chineesche waarnemingen van zonnevlekken, 45 — van novae, 230 „Christelijke Sterrenhemel”, 132 chromatische aberratie, 16, 17, IS «ircumpolairsterren, 111, 112 Clark, 21, 40, 172, 173 corona, 52, 53 Corsali, Andreas, 123 Crab-nevel, 229, 230, 232 Dante, 123,124 Davidson, 74 Dennïng, 74 Dierenriem, 103 —, verklaring d. teekens, 106, 119 Dollond, 18 Draconiden, 59, 66, 69, 70, 73 w. —, dichtheid v. d. zwerm, 70 —, radiant, 60, 70 —, sterrenregen, 74 dubbelsterren, 24, 168 w., 184 DiiLL, B. en T., 56 w. DüNCAN, 222, 230 Dupuis, 119 Easton, 240, 241 ecliptica, 117, 118 Eddington, 178 Egyptenaars, 103, 113, 115, 119, 120 eigenbeweging v. sterren, 170, 204 Einstein, 176 electronen, 55, 63 w., 90, 91 w. Eudoxus, 105, 107, 108 Euler, 18 Evershed, Mrs. M. A., 123 Flammarion, 140 Flamsteed, 134, 139, 140, 143 flintglas, 18, 20 Fortin, 139, 140, 143 Fortunius Licetus, 200 fotografische plaat, 220 v. Fraunhoferlijnen, 177 Geocoronium, 96 Giacobini, 73 glas, 19 w. —, bereiding van, 20, 21 Graham, 88 Hahn, von, 219 REGISTER Halley, 133 v., 170 Heis, 145 Hell, 140 hemel-as, 108 w., 114 w. hemelpool, 109, 110, 111 Herschel, W., 27, 28, 32,140, 141, 219, 220 —,J., 219 Hevelius, 132, 133, 135 w., 141, 146, 149, 195 v. Hipparchus, 105, 198 hoogspringers op sterren, 176 Hooker-telescoop, 34 w., 37, 40, 41, 153, 222, 238, 248 Houtman, F. de, 125, 126 Hubble, 216 Humboldt, von, 60, 67, 88 I.A.U., 146 w. Jaarringen v. boomen, 55 Jansen, Zachabias, 15 Kapteyn, 206, 211 Karel II, 134 Kepler, 127, 130, 199, 203 Keyser, Pieter Dzn, 125, 126, 131, 141 kjjker, beginsel v., 13 w. —, grootste, 12, 22, 24 —, uitvinder, 15 KiRCH, 144 kleurschifting, 16, 17, 18, 19, 26 komeet v. Biela, 71 v. Giacobini-Zinner, 73, 74, 75 — v. Tempel, 71 — v. Tuttle, 71 kometen, 71, 72 kosmische straling, 214 w. kroonglas, 18 Kuiper, 175 Lacaille, 130, 134, 141 w., 146, 149 Lalande, 138 w. Lamont, 87, 88 Leavitt, Miss, 244 Lemonnier, 138, 139 lenzen, 14 w. —, nauwkeurigheid bij slijpen, 21 lenzenkijker, zie refractor Leoniden, 60, 67, 68, 69, 70 v., 76 —, radiant, 60 Le Pluche, 106, 118 Leverrier, 71 lichtjaar, 154, 242 Lick, 11 w. Lick-observatorium, 12, 22 refractor, 21, 22, 23 Lippershey, 15 loupe, 13, 14, 15, 25 lucht-electriciteit, 54, 55 Maan, 41 MaDLER, 142 Magellaansche wolken, 123, 124 magnetische noordpool, 82 magnetische stormen, 56, 88 magnetische veld v. d. aarde, zie aardmagnetisme magnitude, 153 McLennan, 95 Meesters, 197 Melkweg, 41, 211, 215, 238 w. melkwegstelsels, 23, 41, 211, 241, 245, 246, 249 Messier, 139, 229, 233 meteoren, 59 w. —, gewicht, 65 —, snelheid, 62 —, verband met kometen, 71 rvnnn frlrtoion T7V , waarum gaan givwvn, V— * • meteoorzwermen, 61 meteorieten, 72 Mount Palomar, 38, 216 Mount Wilson-observatorium, 32 34 w. Nachteveningen, 117 nevels, 245 —, planetaire, zie aldaar neveivit;n.ikeii, w** der Spiraalnevels Newton, 17, 28 Noorderlicht, 54, 56, 77 w. —, beschrijving, 78 — -boog, 79, 81, 82 —, donker segment, 81, 82 —, frequentie, 82, 83, 91 —, geografische verdeeling, 83 REGISTER —, hoogtemeting, 84 w. —, kleur, 82, 94 w. — -kroon, 80 —, ontstaan, 93 v. —, spectrum, 94 w. —, vormen, 94 novae, 196 w., 225 w. —, afmeting, 209, 210, 227 — in spiraalnevels, 211 w. —, kaarssterkte, 207, 209, 211 —, lichtkurven, 207, 208 —, nevel rondom —, 228 v. —, veelvuldigheid, 205 Objectief-lens, 15,16, 18,19, 20, 21 oculair, 15, 16, 25 oog, als waamemingsinstrument, 23 opening (v.e. kijker), 25 oplossend vermogen v.e. kijker, 24 Pannekoek, 240 Pearce, 228 Perseïden, 70, 71, 76 Petrus Theodori, 126, 141 Plancius, 124, 125, 126 planetaire nevels, 218 w., 221 v. —, levensduur, 232 v. Poczebut, 145 poollicht, 92; zie verder .Noorderlicht Poolster, 110 w., 114 w. —, vroegere poolsterren, 115 v. PORTA, G. DELLA, 15 precessie-beweging, 114 w., 116, 117 w. Prentice, 198 Proctor, 101, 146 protuberansen, 52, 53 Ptolemaeus v. Alexandrie, 105, 108, 122, 123, 127, 153, 170 Radiant, 60, 66, 67 refractor, 13 relativiteitstheorie, 176 ringnevels, 218 w., 221 v. Ritchey, 27, 39 w. roodverschuiving, 177 Rosse, Lord, 28, 29, 30, 219, 230, 247 Royer, 132 v. Russell, 162 Russell-diagram, 162 w. Sabine, 88 Saint Gobain (glasfabriek), 34, 35 Scheiner, 46, 89 SCHIAPARELLI, 71 Schiller, J., 131, 132 Schorr, 73 SCHWABE, 54 sequoia’s, 55 Shapley, 249 Siriusbegeleider, 171 w. SoBiëSKi, 135 v. spectrohelioscoop, 49 w., 53, 55 spectrum, 177, 182 w. spiegelmetaal, 29 spiegeltelescoop, 17, 25 w. —, 200-duimsspiegel, 37 w. — met de grootste afmetingen, 27, 29, 32, 34 w., 37 —, Hooker-telescoop, zie aldaar —, slijpen v.e., 31 w. —, veraluminiseering, 31, 222 —.verzilvering, 30, 31, 222 —, voordeelen boven lenzenkijker, 26, 35 spiraalnevels, 23, 41, 211, 241, 247 w. sterftecijfers en de zon, 56 w. sterrebeelden, 97 w. —.klassieke, 108, 117, 118 —, nieuwe grenzen, 147 v. —, oorspronkelijke gedaante, 101 v. —, oudste, 99 w., 118 sterrehoopen, 244 v. sterren, aantal, 237, 238, 246 —, afmetingen, 152, 161 w., 166 v., 187 w. —, afstandsmeting, 84, 242 v. —, botsing, 203, 204 —, dwergen, 161 w., 166, 180 eclips, 186 w., 194 —, eigenbeweging, 170, 204 —, gewicht, 175, 191 —, grootste, 166, 167 —, grootteklasse, 153 —, kaarssterkte, 154 w., 156 v., REGISTER 162 w., 243 .kleinste, zie Witte dwergsterren —, kleur, 157 w., 159 w., 162 w. —, nieuwe, zie Novae —, reuzen, 161 w., 166, 179, 180 —, spectrum, 177, 182 w., 189 v. —, supergiganten, 166, 167, 180 —.temperatuur, 159, 221, 223w. , veranderlijke, zie aldaar —, witte dwergen, zie aldaar sterrenstelsels, zie Spiraalnevels en Melkwegstelsel storingen, 68 v., 73 Störmer, 78, 84 w., 93 v. supernovae, 213 w., 231 v. Telescopen, zie bij Kijkers en Spiegeltelescopen temperatuur, zie bij Zon en Sterren terrella v. Birkeland, 92, 93 teruggang d. nachteveningen, 117 w. tolbeweging v. d. aarde, 114 Tromholt, 78 Tweestroomenland, 99 Tycho, 130 —, ster v., 199, 200, 232 Ultraviolet licht, 221, 223 v. Vallende sterren, 59 w.; zie ook meteoren —, oorzaak v., 61 —, regelmatige terugkeer, 67 w. —, sterrenregen in 1799, 60 , id. op 9 Oct. 1933, 59 v., 70, 71 Vegard, 84, 95 veranderlijke sterren, 182, 187 v., 196, 220, 243 v. vergrooting, 24 verschilzicht (afstandsmeting), 84 verzilvering v. spiegel, 30, 81, 222 Victoria-sterrewacht, 184 Voor-Indië, 99 Waterstof op de zon, 49, 61 atoom, 63, 64 spectrum, 183 v. wereldruimte, model v., 204, 246, 251 v. Whipple, 232, 233 Witte dwergsterren, 168, 174 w., 179, 180, 235, 236 Wolf, R., 89 Wright, W. H., 182, 184 Yerkes-observatorium, 22, 23, 25 Zanstra, 222 w. Zeiss-planetarium, 115 „Zeven-diagram”. 162 w. Zinner, 73, 74 zon, 43 w. —.afmeting, 44 —, afstand, 44 —, aswenteling, 45, 46. 56 —, calciumwolken, 50, 55, 56, 91 —, corona, 52, 53 . elfjarige periode, 54, 55, 88, 89 , invloed op de aarde, 54 v., 56 w., 87 w. . .jaarringen v. boomen, 55 —.kaarssterkte, 44, 161 ,lichtkorrels (granulatie), 48 —.protuberansen, 52, 53 —, samenstelling, 49 w. , snelheid door het wereldruim, 170 —.sterftecijfers, 56w. —, temperatuur, 47 zon-eclips, 52 zonneschijf, 210 zonnevlekken, 45, 46 w., 50, 51, 54 —.diepte v., 51 , oudste waarnemingen, 45 —.temperatuur, 48 zonnewacht, 53 Zuiderlicht, 92 zwaartekracht op zon en sterren, 175, 176 Zwicky, 214, 216 Waarnemer aan het oculair van de grootste spiegeltelescoop ter wereld. PLAAT I IN HET RIJK VAN ZON EN STERREN Hoofdstu\ IV: Noorderlicht. blz. 77 Een klassieke beschrijving — Noorderlichten zooals ze bij ons zichtbaar zijn — Verdeeling van het poollicht over de aarde — Hoe hoog in de dampkring speelt het zich af? — De schommelingen van de kompasnaald en de magnetische stormen — Zonnevlekken en Noorderlicht — De Terrella van Birkeland — Berekeningen van Störmer — Hoe het Noorderlicht ontstaat — Welke hand de zon in het spel heeft — Geheimzinnige spectraallijnen. Hoofdstuk V: De oudste Sterrebeelden. blz. 97 Lotgevallen van het stergewelf — De sterrebeelden uit het grijs verleden — Waren ze oorspronkelijk omvangrijker dan de onze? — De aloude Dierenriem — Spitsvondige verklaring van de benamingen der „teekens” — De hemelglobe van Eudoxus en het gedicht van Aratus — De sterrebeelden bij Ptolemaeus — Het niemandsland rond de voormalige hemelzuidpool — Interessante gevolgtrekkingen — De tolbeweging der aarde — De teruggang der nachteveningen — Nogmaals de Dierenriem en nog spitsvondiger verklaringen. Hoofdstuk VI: Het Prentenboek des Hemels. blz. 122 Sterrebeelden van nieuwere datum — Het Zuiderkruis Een profetie van Dante? — Hollandsche zeevaarders als scheppers van sterrebeelden — De Uranometrie van Johannes Bayer — Nieuwe aanwinsten — De „Christelijke Sterrenhemel” — Woorden van misprijzen voor Aug. Royer De Eik van Karei den Tweeden — Johannes Hevelius en zijn Firmamentum Sobiescianum — Het Rendier en de Solitairvogel — Waarom de Kat aan de hemel moest staan Sterrebeelden van Pater Heil — De Hevelius van de Zuidelijke Sterrenhemel — Nog meer zonderlinge sterrebeelden Modern radicalisme — De acht en tachtig overlevenden. Hoofdstuk VII: Reuzen en Dwergen in Sterrenland. blz. 151 Hoe groot zijn de sterren? — Grootteklassen van helderheid — Van schijn en wezen aan het uitspansel — Hoe men de kaarssterkte meet van een ster — Zoeklichten en nachtpitjes in hemelsche gewesten — Gekleurde sterren De hittegraad der hemellichten — Reuzen en Dwergen onder de sterren — INHOUD Het „Zeven-Diagram” — Supergiganten in alle kleuren — Hoe gigantesk de supergiganten wel zijn — Witte dwergsterren — Er zijn geen „vaste” sterren — Bessel voorspelt en Clark ontdekt de begeleider van Sirius — De kleinste sterren — Hoogspringers op Sirius B — Einstein en de witte dwergen — Ophelderingen door Prof. A. S. Eddington — Volkstelling. Hoofdstuk VIII: Een Speurdersgeschiedenis in hemelsche Gewesten. bh. 181 Wetenschappelijke detectiverij — Een zonderling sterspectrum — Tweede bedrijf — Een reuzentelescoop waar niemand ooit doorheen kijkt — Een achtergehouden document — Een veranderlijke ster komt aan het licht — Derde bedrijf — Vreemdsoortige bijzonderheden — Laatste nieuws. Hoofdstuk IX: Novae en Supernovae. bh. 195 De Nieuwe Ster in de Hagedis —1 Nieuwe sterren uit vroeger jaren — De sterren van Tycho en van Kepler — Theorieën uit de oude doos — Moderne onderzoekingen — Sterrenbotsing? — Nieuwe sterren zijn zeer talrijk — De Nova Persei' brengt ons op een dwaalspoor — Wat zich op de ster afspeelt — Novae in spiraalnevels — Supernovae en kosmische straling. Hoofdstuk X: Het Mysterie der Planeetvormige Nevels. bh. 218 De ringnevel in de Lier — Een wonderlijke ster in het centrum — Hoe Dr. Zanstra de temperatuur der centraalsterren berekende — De bakermat der planeetvormige nevels — De Crab-nevel — Wat een Chineesche kroniek leerde — Hoe oud wordt een planetaire nevel? — De oorsprong der witte dwergsterren — Een bevredigend slot. Hoofdstuk XI: In de Diepten van het Wereldruim, bh. 237 Hoeveel sterren ziet het bloote oog? — En de telescoop? — De Melkweg in sage en wetenschap — De spiraal van Easton — Afstandsmeting in het wereldruim — Het lichtjaar — Cepheïden — Bolvormige sterrehoopen — Ons melkwegstelsel — Spiraalnevels — Cepheïden in de Andromeda-nevel — Melkweg en melkwegen — Nevelnesten — Een model tot slot. HOE EEN LENZENKIJKER WERKT ment, waarvan de lens een middellijn kreeg van niet minder dan 90 cm, en dat inderdaad de grootste telescoop van de wereld werd, en dit ook bleef tot in het jaar 1893, toen een nog grootere kijker het record overnam. Straks zullen we nog wel eenige nadere bijzonderheden over deze cyclopische instrumenten vernemen, maar reeds hier moge vermeld zijn, dat inderdaad het gebeente van den schenker rust onder de massieve pijler, die de 36-duimer torst. En het ziet er naar uit dat het aldaar tot op de jongste dag wel zal blijven rusten ook, want het klimaat is er ginds zoo volmaakt — uit het oogpunt van den sterrekundige dan — dat er aan verplaatsing van het observatorium naar eenig ander oord ter wereld wel nooit zal worden gedacht. « Wie als buitenstaander de z.g. „oculairkop” van een groote moderne lenzenkijker (of refractor) bekijkt, en dan bedenkt dat dit nog maar het uiterste einde is van een sterrenkijker, is licht geneigd te gaan vermoeden dat zoo’n refractor een dusdanig ingewikkeld instrument is, dat zelfs het beginsel waarop zijn constructie berust voor een leek wel altijd een gesloten boek zal moeten blijven. Toch is dat volkomen onjuist. Integendeel, die heele oculairkop, die ons op het eerste gezicht misschien zou doen gelooven, dat we in een machinekamer waren beland, heeft met het hoogst eenvoudige principe van de sterrenkijker niets uit te staan. Want dat principe is niets anders dan hetgeen ieder horlogemaker, of wij zelf (in onze kwaliteit als postzegelverzamelaar bijvoorbeeld) herhaaldelijk in toepassing brengen, wanneer we een klein voorwerp nauwkeurig willen bekijken. Dan nemen we het immers onder de loupe, onder het vergrootglas. En precies datzelfde doet de sterrenkundige nu met de hemellichamen, die hij aandachtiger wil bestudeeren: ook die neemt hij onder de loupe. Nu gaat dat hier weliswaar zóó maar niet, want om iets onder een loupe te kunnen nemen, moeten we het eerst bij de REUZENTELE SCOPEN hand hebben, en dat is met zon, maan en sterren nu niet precies het geval. Daarom moeten zon, maan en sterren dus eerst binnen ons bereik worden gebracht. En daartoe roept men opnieuw de hulp van een lens in. Wanneer we, als jongen vroeger, een verboden sigaret wilden opsteken, en we hadden niets anders ter beschikking dan de schijnende zon, dan kwam daar het brandglas aan te pas. Dat zorgde er voor, dat alle zonnestralen die erop vielen zoo mooi in één enkel fel puntje bij elkaar kwamen. Of eigenlijk verbeeldden we ons dat laatste maar, want in werkelijkheid ontwerpt zoo’n lens in zijn brandpunt een heel \lein beeldje van de zon; en het merkwaardige is, dat hoe verder het brandpunt van de lens vandaan ligt, hoe grooter het zonsbeeldje wordt. Eigenlijk weten we dit ook reeds uit onze vroegere ervaringen, want als ons brandglas niet zoo erg „sterk” was, dan lag het brandpunt immers tamelijk ver, en onze sigaret was maar niet aan het smeulen te krijgen. Dat lag natuurlijk daaraan, dat dan al de stralen, daar in dat brandpunt, over een al te groote oppervlakte verdeeld moesten worden, waardoor de hitte in ieder punt afzonderlijk te gering werd om nog voldoende effect te sorteeren. Van ditzelfde brandglas-beginsel maakt de sterrenkundige nu gebruik om zijn beeld van het een of andere hemellichaam te ontwerpen; en dat brandpuntsbeeld is het nu, dat men daarna door de loupe bekijkt. brandglas Cocufcur) {objectief} De simpele werking van een sterrekijker. Natuurlijk kent men in de astronomie de beide lenzen )nder officiëeler benamingen dan die, waaronder we er zoo- WIE VOND DE STERREKIJKER UIT? even mee kennis hebben gemaakt. Zoo spreekt men niet van het brandglas, maar van de objectief-lens van de kijker (of kortweg: bet objectief) en dat loupje heet ooglens of oculair. En die twee lenzen zijn het nu, die met hun beiden in een buis opgesteld, de beele sterrekijker uitmaken. Nu we dat eenmaal weten, lijkt het allemaal zóó eenvoudig, dat het ons eigenlijk alleen nog maar verbaast, dat de wonderlijke werking van de sterrekijker ons niet reeds een paar duizend jaar, doch nog pas enkele honderden jaren bekend is. Lange tijd kon het ons Nederlanders tot troost strekken, dat het althans een Hollander was geweest, en wel de brilleslijper Hans Lippershey uit Middelburg, die de menschheid in 1608 zou hebben verrijkt met dit waarlijk onontbeerlijk instrument, zonder hetwelk de sterrekunde — om ons nu maar tot deze te bepalen — eenvoudig op een dood spoor Zou zijn geraakt. Maar helaas werd de Lippershey-fabel door de feiten achterhaald. Modem historisch onderzoek wees uit dat, zoo de identiteit van den werkelijken uitvinder van de kijker op het oogenblik misschien nog in het duister mag verkeeren, het Lippershey toch stellig niet is geweest, die de eerste verrekijker bouwde. Ook Zacharias Jansen, de uitvinder van het microscoop, rond diezelfde tijd eveneens in Middelburg werkzaam, heeft men wel genoemd. Vast staat echter dat Jansen in 1604 een uit Italië afkomstig model heeft nagemaakt, terwijl deze copie op zijn beurt weder opnieuw door Lippershey gecopiëerd is geworden. Misschien moet de Italiaansche natuuronderzoeker Giambattista della Porta uit Murano, het beroemde centrum der Venetiaansche meesterglaswerkers, als de ware uitvinder worden aangezien, maar vaststaan met absolute zekerheid doet dit, zooals gezegd, op het oogenblik nog niet. Intusschen waren die eerste sterrekijkers lang niet volmaakt. Integendeel, ze waren — om het nu maar meteen te zeggen — zelfs zoo gebrekkig, dat ze een waarnemer van te- REUZENTELESCOPEN genwoordig eenvoudig tot vertwijfeling zouden hebben gebracht. Want behalve dat de voorwerpen, die men in zoo’n kijker te zien kreeg, allemaal in meerdere of mindere mate wazig en onduidelijk, onscherp, waren, had ieder beeld bovendien nog een bonte zoom om zich heen, die men vrijwel alle kleuren van de regenboog kon laten aannemen... doch die alleen maar nooit wilde verdwijnen! Gelukkig kwam men er al spoedig achter, dat we tenminste die hinderlijke wazigheid wel grootendeels kwijt konden raken door de objectieflens maar klein en plat te maken, dus m.a.w. met zeer groote brandpuntsafstand. Maar dat had toch ook weer z’n bezwaren, want niet enkel werden de beelden wegens de geringe afmetingen van de lens erg lichtzwak1), maar bovendien moesten de kijkers door die groote brandpuntsafstanden zoo buitensporig lang zijn, dat ze haast niet meer te hanteeren waren. Telescopen van tientallen meters, zooals we die nog wel eens op oude afbeeldingen tegenkomen (zie de figuur), alwaar ze dan aan groote takels in de lucht hangen, — soms zelfs zonder eenige kijkerbuis eromheen! — waren in die tijd dan ook heel gewoon; en we kunnen dus niet precies zeggen dat moeder Natuur het de eerste observatoren al te gemakkelijk maakte. Want dat was nog wel het somberste van de heele geschiedenis, dat de schuld van al die narigheid niet lag aan de onhandigheid der lenzenslijpers — of, laat ons zeggen, niet alleen daaraan, — maar dat een en ander tenslotte zijn oorsprong vond in het diepste wezen van de lens zelf. Want er is nu eenmaal niets aan te doen: de afbeelding die een bolle lens geeft van een voorwerp dat een zekere uitgebreidheid heeft, is noodzakelijk in meerdere *) Alle lichtstralen, van de zon, van de maan, van de sterren, of van wilt ook afkomstig, die op het objectief van onze kijker vallen, komen via het oculair in ons oog terecht. Hoe grooter dus de objectieflens is, hoe meer licht er tenslotte in het oog van den waarnemer valt, en des te lichtsterker ook het beeld wordt van het object dat hij bekijkt. Het observatorium op de Mount Wilson in Californië. In het midden de koepel van de 60-duimsspiegel; rechts die van de 100-duims Hooker-telescoop. Links twee torentelescopen voor zonnewaameming. Links: De 18 meter lange kijker van het Yerkes- observatorium. Rechts: De beweegbare vloer van de koepel in zijn hoogste stand. (Slechts de bovenste rechthoekige opening in de pijler die de kijker draagt is nog zichtbaar). PLAAT II WENKEN VOOR ONDERNEMENDE AMATEURS geestdrift van diegenen, die misschien wel eens iets van de scheppingsdrang van een Herschel in zich hebben voelen ontwaken, niet ontijdig te bekoelen. — Het aantal liefhebberastronomen in ons land, die zelf hun spiegel hebben geslepen is immers de laatste jaren op verheugende wijze aan het groeien. Over de grenen, vooral in Engeland, dat in dezen Wanneer men twee ronde vlakke schijven glas, waartusschen zich een slijpmiddel bevindt, in alle richtingen over elkaar heen beweegt, wordt de onderste bol en de bovenste hol. Op deze wijze slijpt een amateur zijn telescoopspiegel. op roemrijke tradities kan bogen, was dat zelf-bouwen van een telescoop al lang in de mode. Door allerlei omstandigheden immers is de techniek van het slijpen van spiegels (zoo van een 10 a 15 cm middellijn) tegenwoordig dermate vereenvoudigd, dat de moeilijkheden niet meer te vergelijken zijn met die uit Herschel’s tijd. Zoo zijn er voor amateurs methoden uitgewerkt, waarbij door het gebruiken van twee dikke ronde schijven spiegelglas, met heel weinig kosten zeer goede resultaten te verkrijgen zijn, terwijl slijpschalen en al dat soort van dingen heelemaal wegvallen. 3 In het Hflk van Zon en Sterren REUZENTELE SCOPEN Het zou ons te ver voeren op dit alles hier dieper in te gaan. We mogen daarom volstaan met diegenen, die hun krachten eens in deze richting zouden willen beproeven, te verwijzen naar de bekende handleidingen op dit gebied, bv. van E. von Krudy: Das Spiegelteleskop, of van Prof. Dr. A. Miethe: Die Selbstherstellung eines Spiegelteleskops, alwaaff men zich alle gewenschte inlichtingen kan verschaffen.x) Intusschen zal het wel duidelijk zijn, dat er bij de bewerking van glasschijven, wanneer deze eenmaal een paar duizend kilogram wegen, heel wat méér komt kijken, en er valt dunkt ons dan ook wel niet aan te twijfelen, of de vervaardigers van die allergrootste spiegels van tegenwoordig moeten er zich wel degelijk bewust van zijn geweest, dat ze voorloopig nog niet aan het eind van hun avonturen waren gekomen, toen eenmaal de eerste hand aan het werk was gelegd. Bij de groote spiegel van 2J4 m middellijn, de grootste die er op ’t oogenblik bestaat en die het eigendom is van de sterrewacht op Mount Wilson, begonnen de verwikkelingen zelfs al bij het gieten van de glasschijf. Dat werkje was opgedragen aan de beroemde glasfabriek van Saint Gobain te Parijs, maar daar waren de ovens er eenvoudig niet op berekend om het materiaal voor 4J4 duizend kilogram optisch glas tegelijk te kunnen verwerken. Daarom werd dan ook besloten om de schijf maar in drie étappes te gieten; in drie lagen boven op elkaar. Maar toen dat klaar was, en het glasblok goed en wel in Amerika was gearriveerd, vond men het daar toch eigenlijk wel een beetje riskant om een glasschijf in bewerking te nemen die vol heel kleine luchtbelletjes zat. Op de plaatsen namelijk waar telkens een nieuwe laag op de vorige was gegoten, waren dergelijke ongerechtigheden in grooten getale aanwezig. 1) Vooral het laatstgenoemde werkje is aanbevelenswaard, omdat bij de aldaar beschreven spiegel van het lastige paraboliseeren kan worden afgezien. HOOFDSTUK II Een Wereld van Vuur. De zon als hemellichaam — Zonnevlekken — De zon draait om een as — Het felle licht der zonnevlekken — Granulatie — Sprookjesachtige hulpmiddelen der moderne sterrekunde — Astraallichamen en nog wat — De zon ontleed in zijn bestanddeelen — Gloeiende wolken van calciumdamp en vurige wervels van waterstofgas — Wervelstormen in de zonsatmosfeer — De rustelooze zon — Protuberansen — De corona — Sterrewachten en zonnewachten — Het levensrhythme van ons daggesternte — De booze zon. De bloedroode zonnebal, wegzinkend aan de westelijke hemel onder het fraaie kleurenspel der groene, paarse, purperen en gouden najaarsluchten, behoort tot de treffendste hemelverschijnselen, die de natuur ons te genieten geeft. De zon. Een der naastbijzijnde hemellichamen, en toch in vele opzichten nog zoo’n groot raadsel voor ons. Al zijn de tijden ook voorbij, waarop men zich de zonnewagen door vurige rossen het uitspansel langs getrokken dacht, en al gelooft men thans niet meer dat ons daggesternte s avonds zou onderduiken in de oceaan, om gedurende de nacht per boot of zoo terug te zeilen naar de oosterkim, vanwaar het de volgende dag zijn taak immers weer opnieuw moet aanvangen; al weten we tegenwoordig dat het de aarde is, die draait om haar as, hetgeen tot de schijnbare dagelijksche zonnetocht langs het firmament aanleiding geeft, en al zijn we er nu ook zelfs achter gekomen dat de zon eigenlijk maar een gewone ster is, die enkel en alleen meer licht geeft, EEN WERELD VAN VUUR omdat ze zooveel dichter bij staat dan de overige sterren, toch zijn daarmee de problemen nog niet van de baan. Integendeel, eerst toen de zon tot hemellichaam gepromoveerd was, kreeg de vraag naar haar opbouw en samenstelling inhoud en zin. De zon is een reusachtige bol, veel grooter dan we vermoeden zouden, wanneer we haar daar zoo in de lucht zien hangen. Ze is zoo groot, dat ze meer dan een millioen aardbollen zou kunnen bergen, indien ze eens hol was. De middellijn van de zon is ruim 100 keer grooter dan die van de planeet, welke we bewonen. Het kan wel niet anders of een zon van dergelijk formaat moet heel ver weg staan, om zoo klein te lijken als ze doet. Een wandelaar zou 35 eeuwen moeten doormarcheeren om zijn doel te bereiken. Met een vliegmachine ging het natuurlijk wel wat vlugger, maar ook deze zou toch nog altijd 100 jaar noodig hebben om de 150 millioen kilometer af te leggen, die ons scheiden van ons daggestemte. Een zon die zoo ver weg staat, en ondanks dat ons toch nog zooveel licht geeft, moet wel een geweldige lichtsterkte hebben — of \aarsster\te, zooals men het ook wel noemt. En inderdaad, die kaarssterkte onzer zon is in zekeren zin onuitsprekelijk: ze wordt geschreven met 27 nullen... Met deze ontzettende lichtcapaciteit (drie duizend millioen millioen millioen millioen eenheidskaarsen) wordt nu onze aarde bestraald, even fel als door een booglamp van een millioen kaars op 2 meter afstand. — Het is dan ook zeer onverstandig om recht in de zon te kijken, en talloos zijn de gevallen waarin een dergelijke onbezonnenheid den dader een paar oogen heeft gekost. Voornamelijk bij gelegenheid van zonsverduisteringen viert deze onnadenkendheid hoogtij. Men wil dan zien of er reeds een merkbare hap uit de zon verdwenen is. Maar ge begrijpt: zelfs al zou er nu ook 90 procent van het zonlicht onderschept zijn, dan is wat overblijft toch nog veel te fel om er geen schade van te ondervinden. VLEKKEN OP DE ZON Willen de sterrenkundigen dan ook bijzonderheden op het schitterend zonsoppervlak waarnemen, dan dient allereerst het verblindend licht aanzienlijk getemperd te worden. Somtijds reikt de natuur zelf ons hier de behulpzame hand, en het is bij zonsondergang of op nevelachtige dagen wel eens mogelijk om de zonnebol zonder bezwaar te fixeeren. En het moet bij gelegenheden als deze zijn geweest, dat de Chineezen zonnevle\\en te zien hebben gekregen, eeuwen voordat ze bij ons in Europa bekend waren. In oude kronieken althans, uit het verre oosten, dateerend van omstreeks het jaar 100 v Chr., komen reeds berichten voor van donkere vlekken op de zon. Hier in Europa is men ze eerst gewaar geworden drie eeuwen geleden, kort nadat de sterrenkijker uitgevonden werd. Zonnevlekken zijn raadselachtige dingen, en zelfs op het oogenblik is men er nog niet geheel en al achter wat het eigenlijk wel zijn, en vooral hoe ze precies ontstaan. We zien ze ontstaan en we zien ze verdwijnen, maar het hoe en het waarom is nog steeds een geheim. Toch, alleen reeds de simpele omstandigheid dat zoo’n zonnevlek blijkbaar een zonnevlek was — d.w.z. dat deze zich op de zon bevond — was voldoende om die oude waarnemers uit het begin van de XVIIde eeuw een hoogst belangrijk feit op het spoor te brengen. Het bleek immers weldra, dat alle vlekken in hetzelfde tempo over de zonneschijf wandelden. Nadat ze op een goede keer aan de oostelijke rand in zicht waren gekomen, stonden ze iedere volgende dag telkens een tikje verder naar het midden toe, tot ze eindelijk na 13 dagen tijds aan de andere rand gekomen waren, en daar dan wederom verdwenen. Om dan somtijds na nóg eens 13 dagen weer opnieuw te verschijnen op dezelfde plaats waar ze aanvankelijk hadden gestaan. Klaarblijkelijk draaiden die vlekken dus met de zon mee om een denkbeeldige as. Eén keer rond in 25 a 26 dagen, en daarmee werd voor het eerst bekend dat, evenals de aarde, ook de zon een aswenteling EEN WERELD VAN VUUR bezit — zij het dan een vrij langzame. Zooals men weet draait de aarde zich éénmaal rond in precies één etmaal, d.i. 25 keer zoo vlug. De afbeelding hieronder, die ontleend werd aan de „Rosa Ursina” van den Duitschen sterrenkundige Christoph. Schei- Een oude afbeelding van de zon, ontleend aan de „Rosa Ursina van Scheiner. Van een tweetal vlekken ziet men de verplaatsing op een aantal achtereenvolgende dagen. ner, uit het begin der zeventiende eeuw, in welk lijvig boekwerk deze pionier der zonnewaamemers ons de resultaten van zijn jarenlange observaties in alle uitvoerigheid heeft ZONNEVLEKKEN meegedeeld, geeft een goede indruk van de verplaatsing van een tweetal vlekken over de schijf, op achtereenvolgende data. Zonnevlekken zijn vrij ongedurig; ze houden nooit lang dezelfde gedaante. De duizenden waarnemingen, die er alzoo in de loop der tijden verricht zijn, hebben ons een goed overzicht gegeven van de levensgeschiedenis van zoo’n vlek. Meestal begint het met een nauw zichtbaar donker stipje , op de schijf, dat dan vervolgens snel in omvang toeneemt en zich ontwikkelt tot een donkere vlek. De doorsnee van zoo’n Zonnevlek kan zoo groot worden, dat de aarde er met gemak in zou kunnen verdwijnen. Op onze platen IV en V vindt men eenige prachtige zonnevlekken afgebeeld. Rondom de donkere kern zien we een zoom loopen die wat lichter is van tint, dat is de z.g. „halfschaduwkrans”, een kring van strepen die allemaal precies schijnen te wijzen naar het middelpunt van de vlek zooals de opnamen bij buitengewoon rustige lucht van plaat V ons laten zien. De aldaar gefotografeerde vlekken zijn van middelbare grootte. Plaat IV vertoont ons een bijzonder groote vlek, zooals het zwarte schijfje in de linker benedenhoek van de afbeelding leert; dat is immers de grootte van de aarde, op dezelfde schaal geteekend! Vroeger meende men wel, dat zonnevlekken een soort van metaalslakken waren, die boven op de witgloeiende zonsmassa dreven. De zonnebol is namelijk verbazend heet: zijn temperatuur aan de buitenkant bedraagt niet minder dan 6000° C. Maar daarbij blijft het niet; naar binnen toe loopt om zoo te zeggen de thermometer aanzienlijk op en in het middelpunt moet hij volgens moderne berekeningen zelfs op ongeveer 30 miUioen graden staan. Nu zijn reeds bij 6000° alle denkbare stoffen, tot de moeilijkst smeltbare metalen toe, volledig verdampt, en die hooge temperatuur is dus een sprekend bewijs dat de zon werkelijk een gasbol is. Een aardbewoner, getransporteerd naar de zon, EEN WERELD VAN VUUR gesteld dat hij tegen de helsche hitte bestand zou zijn, zou dus geen vaste grond aantreffen, waarop hij zijn voet konde plaatsen. Ook geen zeeën, al was het dan maar van vloeiend vuur, zou hij er tegenkomen. Niets dan gas zou hij vinden rondom zich heen, zooals we het in onze dampkring aantreffen, maar dan op gloeihitte... Van die slakken, die de zonnevlekken volgens vroegere opvattingen zouden moeten wezen, komt dus niet veel meer terecht. Trouwens, zonnevlekken zijn niet wer\elij\ donker. Dat lijken ze alleen in vergelijking tot de nog zooveel heeter omgeving. Ze schelen daarmee namelijk 1 a 2 duizend graden in temperatuur. Maar... dan blijven er toch nog altijd eenige duizenden graden over, en zonnevlekken zijn dan ook in werkelijkheid heeter dan de heetste electrische booglamp. Oppervlak voor oppervlak genomen geven ze zelfs nog eenige honderden malen meer licht dan de volle maan. Men zal begrijpen dat op een dergelijke gasbol als de zon, waarin plaatselijke afkoelingen kunnen optreden van een paar duizend graden, alles maar niet zoo rustig en gemoedelijk toegaat als in een bakkersoven of een huiselijk keukenfornuisje. Maar van de heftige beroeringen waarvan het zonneoppervlak het tooneel moet zijn, valt toch betrekkelijk weinig te merken als we door een gewone telescoop kijken. Weliswaar blijkt het oppervlak der zon voor wie scherp toekijkt een eenigermate korrelachtig uiterlijk te vertoonen van lichtere stippen op een donkerder achtergrond, zoodat men wel eens, bij wijze van vergelijking, heeft gesproken van „sneeuwvlokken op een grijs kleed” (zie de afbeelding van de bovenste der twee zonnevlekken op plaat V). Die lichtkorrels blijken onophoudelijk aan het veranderen te zijn, en als we dan bedenken dat zoo’n enkel lichtplekje toch nog altijd een doorsnee moet hebben van duizend kilometer, dan zegt dat al wel iets. Maar een veel grondiger inzicht in de ware aard van die chaotische zonnevuurpoel krijgen we toch eerst wanneer we naar de zon zien niet in een gewone kijker, maar door een «.Boven: De zonnecorona. — Onder: Een groote zonnevlek (links beneden: de aarde op dezelfde schaal). EEN SPROOKJESACHTIG INSTRUMENT soort van toovertelescoop, die eenige tijd geleden is uitgevonden. Het toestel draagt officiéél de ietwat ingewikkelde benaming spectTohelioscoop, maar dat zegt den niet-ingewijde waarschijnlijk weinig of niets, en om de waarheid te zeggen drukt zelfs dat ingewikkelde woord nog niet uit tot welke ongeëvenaarde staaltjes het instrument wel in staat is; want wat zoo n spectrohelioscoop presteeren kan, grenst waarlijk aan het ongelooflijke! We weten niet of de lezer met de theorie van het astraallichaam op de hoogte is. Dat zou dan — meenen we — zóó wezen, dat er binnen ons vleeschelijk omhulsel nog een ander lichaam, gemaakt van veel fijner stof, de reis door dit tranendal zou meemaken. Of het allemaal waar is weet ik niet, maar dat doet er ook niet toe. Waar het voor ons op aan komt is, dat er op de zon werkelijk van iets dergelijks sprake is. De zon is immers opgebouwd uit een mengsel van alle mogelijke gassoorten, en nu kunnen we ons dus met het volste recht (en met een beetje fantasie) daar in de plaats van onze werkelijke zon een reeks van verschillende zonnen denken: een waterstofzon, een heliumzon, een zuurstofzon, een stikstofzon, een calciumzon, een zon van ijzer-gas, enzoovoorts, enzoovoorts. Met hun allen samen dan de zon die wij waarnemen. En nu speelt de spectroscoop het klaar om al die verschillende zonnen naar willekeur uit elkaar te halen, en ze ons stuk voor stuk te laten zien. We hoeven de knop van onze machinerie maar om te draaien, en daar verschijnt vóór ons de waterstofzon, de zon dus voor zoover deze uit waterstofgas bestaat. Of de ijzerzon, of welke we maar wenschen. Eigenlijk is het nog veel mooier, want wanneer we ook hier eenvoudig van buiten tegen die verschillende zonnen aan keken, zou dat nogal wat verwarring kunnen stichten. De buitenste zonnegassen zijn immers grootendeels doorzich- 4 In het Rijk yan Zon en Sterren- EEN WERELD VAN VUUR tig, en bijgevolg zouden we de gebeurtenissen die zich in diverse lagen afspelen, door elkander heen zien plaatsgrijpen. Het tweede „wonder” is nu, dat ons toestel bovendien nog voorzien is van een soort hoogtemeter, die we op allerlei diepten in de zonneatmosfeer kunnen instellen, zoodat we niet de minste last meer ondervinden van wat er zich verder boven of onder het door ons bekeken niveau bevindt. Evenals bij het microscoop stellen we op één bepaalde diepte in, terwijl al het overige verder onzichtbaar is. Met dit onderscheid dan, dat terwijl de diepteverschillen bij microscopische waarnemingen slechts eenige tiende deelen van millimeters zijn, ze op de zon evenveel honderdtallen kilometers kunnen bedragen! Hoe zien al die zonnen er nu wel uit? Dat is zeer verschillend. De calciumzon bijvoorbeeld (calcium is het scheikundige element dat het hoofdbestanddeel vormt van \al\) is overspikkeld (zie Plaat V) met kleine, paarse vlekjes, die er op wijzen dat zich op al die plaatsen uitgestrekte wolken gloeiende calciumdamp bevinden. (Het calcium op de zon verspreidt in hoofdzaak namelijk paars licht). Tusschen die vlekjes in is het donker. Er is daar niets. Tenminste zoo lijkt het. Maar het is hier net als bij den Onzichtbaren Man: het is er wel, het is alleen niet te zien. Op die donkere plekken bevindt zich weer een ander gas; waterstof misschien, of zuurstof, of ijzerdamp, of mogelijk wel allemaal tezamen. Als we het precies willen weten, moeten we de waterstofzon, de zuurstofzon, of de ijzerzon te voorschijn draaien.... Maar voorloopig zullen we ons oxlctumbeeld nog maar even blijven bekijken. Op enkele plaatsen zien we dat die violette wolkjes zijn aangegroeid tot uitgestrekte velden. En wanneer we dan de „hoogtemeter” in werking stellen, gebeurt het zeer dikwijls, dat er onder zoo’n groote paarse calciumwolk (die bijwijlen honderdduizenden kilometers in het vierkant meet) een zonnevlek verscholen zit. Naarmate we CALCIUMZON EN WATERSTOFZON ons gezichtsveld lager en lager instellen, krimpt de wolk meer en meer ineen, en gaandeweg komt dan die groote donkere vlek aan het licht. De waterstofzon geeft weer heel wat anders te aanschouwen; plaat V rechts boven, en vooral plaat VI vertoont ons een en ander met alle gewenschte duidelijkheid. Daar zijn het geen paarse ronde vlekjes, maar allemaal kringetjes en werveltjes van vuurrood licht, die de heele zon overdekken. Zoo lijkt het althans op de afstand waarop wij deze dingen bekijken. In werkelijkheid zijn het ontzagwekkende cyclonen in de zonneatmosfeer, wat we hier voor ons zien; soms van zoo onvoorstelbare afmeting, dat het weinig moeite zou kosten om de gansche aarde, wanneer die zich daar eens dicht in de buurt bevond, naar binnen te zuigen en spoorloos in de diepte te doen verdwijnen .... Op enkele plaatsen van de waterstofzon ontbreken de roode werveltjes, en blikken we in een gapende afgrond. Dat is weer zoo n zonnevlek. Rond er omheen zien we van diezelfde draaikolken loopen, maar nu van veel gigantischer afmetingen. Een zonnevlek schijnen we dus te moeten opvatten als de plaats waar een enorme wervelwind de gassen uit het inwendige van de zon tevoorschijn zuigt. Dat moet, net als bij opstijgende luchtmassa s op aarde het geval is, gepaard gaan met een sterke afkoeling. Vandaar die flinke temperatuurdaling van zoo’n paar duizend graden in de vlekken. Een zonnevlek is waarschijnlijk even diep als de aarde meet in middellijn. Maar ge moet niet denken, dat we tot zoo ver in het binnenste der zon kunnen kijken. Dat lukt met onze toovertelescoop zelfs niet. De eigenlijke werveling waardoor de vlek teweeg gebracht wordt, moet dan ook veel lager liggen, en wat onze waterstofzon aan cycloonvormen te aanschouwen geeft, is in zekere zin maar een flauwe afspiegeÜng van de werkelijkheid, die — zooals dat in meer gevallen voorkomt ook hier dieper blijkt te liggen dan we oppervlakkig meenen. EEN WERELD VAN VUUR Terwijl we die verschillende donsbedden zoo aan het bekijken zijn, merken we al spoedig dat de heele don in een voortdurende rustelooze beweging verkeert, en men krijgt, door de spectrohelioscoop gezien, werkelijk de indruk van een wielende en kolkende heksenketel, waarvan het niet ongevaarlijk uiterlijk nog wordt verhoogd door formidabele bloedroode vlammen, die er zoo nu en dan plotseling met groote snelheid uit te voorschijn schieten, tot waarlijk duizelingwekkende hoogte soms. Dat zijn protuberansen, waarvan men er op onze afbeeldingen een aantal tegenkomt (Plaat V en XII). Men heeft er gezien, die in een uur tijds naar buiten sloegen over een traject van een \wart-millioen \ilometer! Doch dat Zijn natuurlijk uitzonderingen. Het record in hoogte staat op naam van de protuberans van 30 Maart 1938, die het gebracht heeft tot niet minder dan anderhalf millioen kilometer. Gelukkig bevinden de planeten zich ver genoeg van de vlammende zonnewereld vandaan, zoodat er van die kant althans geen onraad dreigt; op onze veilige afstand van 150 millioen kilometer kunnen we de gebeurtenissen daarginds op ons gemak bestudeeren. De eenigste gelegenheid waarbij vroeger protuberansen konden worden waargenomen was een zonsverduistering. Deze rossige „uitsteeksels” (want dat beteekent protuberans letterlijk) immers zijn meestal te klein van afmeting en in elk geval te lichtzwak om niet door het verblindend licht van het zonsoppervlak overstraald te worden. Eerst wanneer bij een zoneclips de donkere maanbol tusschen de aarde en zon in was komen te staan, zoodat de felle zonneschijf voor ons werd afgedekt, konden de fijnere details buiten de rand van de zon voor den dag komen: de protuberansen, maar vooral ook de corona. Deze zonne-„kroon” is een krans van zilverig wit schijnsel, die de geheele zonnebol omstraalt, en waarin somtijds hoogst merkwaardige straalvormen te ontdekken zijn, welke dan steeds optreden in de omgeving van de noord- en de zuidpool PROTUBERANSEN EN CORONA van ons daggestemte. Plaat IV, een opname van de zonsverduistering van 1900, geeft van dit indrukwekkende coronaverschijnsel een bijzonder fraaie weergave. Zooals gezegd is men er met de spectrohelioscoop in geslaagd de protuberansen aan de zonsrand op ieder moment van de dag — wanneer ze maar aanwezig zijn — waar te nemen, even duidelijk als dit tijdens een zonsverduistering kan geschieden. Met de corona is dat jammer genoeg nog niet in die mate het geval. Wel is het sinds een paar jaar gelukt, het coronalicht in de onmiddellijke omgeving van de zonsrand (dus op de plaats waar het het sterkst is) te fotografeeren, maar de waarneming van het geheele verschijnsel, tot in zijn fijnste uitloopers, is ook thans alleen nog maar mogelijk op oogenblikken waarop de zon werkelijk verduisterd is. De zonnestudie is eigenlijk pas interessant geworden, nadat men met de spectrohelioscoop heeft leeren werken. Voordien, toen het feitelijk nog over niet veel anders ging, dan wat er eenvoudig met een gewone sterrenkijker valt waar te nemen, konden de sterrenkundigen het alleen wel af. Tegenwoordig is de studie van de zon van zoo groot belang, dat er zelfs speciale sterrewachten voor zonnewaameming zijn opgericht, dus eigenlijk zonnewachten, waar de bezige astronomen (heliophysici, zooals ze heeten) trachten door te dringen tot de diepste geheimen van bouw en samenstelling, niet slechts van de zon, maar ook van de sterren. Want we moeten niet vergeten, dat de zon de eenigste ster is, die voldoende dichtbij staat, om haar naar hartelust te kunnen bespieden. Ook in ons land is men zoo’n zonnewacht rijk. Ze bevindt zich in Utrecht. Ook daar wordt de zon intensief bestudeerd, en het zal ieder vaderlander genoegen doen te vernemen dat onze Nederlandsche sterrewacht voor zonnewaameming, het Utrechtsch Heliophysisch Instituut, een vooraanstaande plaats inneemt onder de zonnewachten der wereld. Men heeft het wel eens over geheimzinnige invloeden, die EEN WERELD VAN VUUR de sterren op ons menschelijk bestaan gouden uitoefenen. Dit denkbeeld, dat aan de astrologie ten grondslag ligt, is al zeer oud. Van de vroegste tijden af is het voor bespiegelende geesten een geliefd onderwerp ter overpeinzing geweest; het feit dat de sterrewichelarij even oud is als de sterrekunde zelf, maakt iedere verdere discussie overbodig. Ongelukkigerwijs waren de ervaringen der moderne wetenschap in deze richting niet erg aanmoedigend. Op één uitzondering na, want één ster is er, wier levensrhythme men zich onmiskenbaar in het aardsche gebeuren ziet afspelen. Die ster is de zon. Het waren de zonnevlekken, die ons van een en ander op het spoor brachten. Het merkwaardige is namelijk, dat het gemiddelde aantal vlekken dat de zon te zien geeft, niet jaar in jaar uit hetzelfde is. Dat bleek het eerst indertijd aan den Duitschen apotheker Heinrich Schwabe in Dessau (1843), toen hij zijn veeljarige opteekeningen van zonnevlekken eens aan een onderzoek onderwierp. Zoo kwam hij op de hoogte van de beroemde elf-jarige periode, die allerlei zonneverschijnselen in hun verloop te zien geven. Er is een tijd van mavimalp zonnewerkzaamheid, die wordt opgevolgd door een van minimale activiteit. Terwijl ten tijde van het vlekVenmaximum de zon geen dag zonder vlekken is, kunnen er omstreeks het minimum weken aan een stuk voorbijgaan, dat er geen zonnevlek te bespeuren valt. Het laatste hoogtepunt in de zonnecyclus viel in de loop van 1938, terwijl het voorafgaande minimum in 1934 plaats vond. Het merkwaardige is nu, dat diezelfde schommelingen in de zonnewerkzaamheid op de voet gevolgd worden door een reeks van aardsche verschijnselen, zooals: het optreden van sterke noorderlichten (waarover in een volgend hoofdstuk meer uitvoerig sprake zal zijn), schommelingen in de sterkte en de richting van het magnetisch veld der aarde, in de luchtelectriciteit, en zelfs in de regenval en de plantengroei; ja tot in de prijs van de landbouwproducten toe, naar kon wor- HET LEVENSRHYTHME DER ZON den nagegaan. Dit op het eerste gezicht nogal wonderlijke verband tusschen „hemelsche en aardsche verschijnselen heeft men thans goeddeels kunnen verklaren. Vooreerst kwam aan het licht, dat het niet speciaal de zonnevlekken waren, wier aanwezigheid hier ter zake deed. Het moderne spectroscopische zonneonderzoek, hetwelk, gelijk wij gezien hebben, de zon in haar verschillende bestanddeelen voor onze blik uiteenrafelt, leerde dat de eigenlijk werkzame „haarden bestaan uit die uitgebreide wolken van gloeiend calciumgas, waarmede we ook reeds eerder kennismaakten (zie Plaat V) en die somtijds over uitgestrektheden van honderdduizenden kilometers in de zonsatmosfeer zweven. Deze calciumwolken zenden electrisch geladen deeltjes (electronen) het wereldruim in, welke na verloop van tijd ook in onze dampkring belanden. Daar maken ze dan de lucht geleidend en beïnvloeden aldus de atmosferische verschijnselen zooals lucht-electriciteit, bewolkingsgraad, regen, e.d., welke factoren op hun beurt weer in nauw verband staan met de vruchtbaarheid van de bodem, en dus met de opbrengst van de oogst. Dat de elf-jarige periode zeker zoo oud is als de weg naar Rome, is tegenwoordig ook al met historische zekerheid komen vast te staan. Men merkte op, dat zich bij de jaarringen van goed ontwikkelde boomen eveneens een periode van elf jaar voordeed; en dat kan ook niet verwonderen, want hoe vochtiger immers het seizoen, hoe sterker de boom zich dat jaar zal kunnen ontwikkelen. Inderdaad gelukte het nu om aan de hand van een aantal exemplaren van de meer dan duizendjarige Californische reuzendennen (sequoia’s; zoowel in levende als in fossiele toestand) de ononderbroken voortgang dezer elfjarige rangorde van vette en magere jaren tot op het jaar 1305 v. C. aan te toonen. Voor zoover het de zoojuist gereleveerde bezigheden be- EEN WERELD VAN VUUR trof, was de zonne-invloed dus nogal goedaardig. Onlangs is men echter een activiteit van ons daggesternte op het spoor gekomen, waarvan de goedmoedigheid helaas wat verder te moeken is. Twee Duitsche onderzoekers, B. en T. Düll gingen eens aan het vorschen naar een mogelijke cyclus van 27 dagen in de sterftestatistieken van een tweetal groote steden. Waarom juist 27 dagen? In 27 dagen zien we de zon eenmaal om zijn as draaien, *) en telkens na verloop van deze tijdruimte zal de groepeering der calciumvelden op het zonsoppervlak, die voor de massauitzending van electrisch geladen deeltjes verantwoordelijk zijn, ten opzichte van onze planeet weer dezelfde zijn als voorheen. Nu ligt het voor de hand om aan te nemen, dat juist die velden het meest werkzaam zijn, die we ongeveer midden op de schijf waarnemen. Deze immers zijn om zoo te Zeggen recht naar de aarde toegewend, en inderdaad heeft men ook voortdurend kunnen vaststellen dat verschijnselen als noorderlicht en z.g. magnetische stormen (die met de gebeurtenissen op de zon het nauwst in verband staan) steeds optreden, nadat er een calciumveld midden op de zonneschijf is aangekomen. Nu is de ligging dezer calciumwolken in de zonnedampkring wel niet geheel onbewegelijk (evenmin als trouwens hun levensduur onbeperkt zou wezen), maar de verplaatsingen welke ze ondergaan zijn toch betrekkelijk gering, zoodat invloeden die ervan uitgaan zich met vrij groote waarschijnlijkheid na 27 dagen zullen herhalen. *) Dit klopt niet — zoo zal de opmerkzame lezer van dit hoofdstuk denken — met de 25 dagen die op blz. 46 werden genoemd. Toch zijn beide getallen juist. In 25 dagen namelijk wentelt de zon eenmaal om zijn as, maar tengevolge van de omloop der aarde om de zon, draaien wij onderwijl een stuk met de zon mee, in dezelfde richting waarin deze om zijn as wentelt. Het zal dus iets langer moeten duren, alvorens een bepaald punt van de zonnebol na één rondwenteling weer precies naar de aarde toegekeerd is. Inderdaad is dit eerst na 27 dagen het geval. STERFTE STATISTIEKEN EN DE ZON Er blijkt nu in de sterftecurven van Kopenhagen en van Zürich inderdaad een dergelijke periode op te treden, en evenals de electrische zonne-activiteit dat doet, vertoonen ook de genoemde grafieken een duidelijk up en down in de loop van hetzelfde tijdvak. Nog interessanter wordt het, wanneer men de totale sterftecijfers naar de verschillende doodsoorzaken splitst, en dus bijvoorbeeld de invloed van het zenuwstelsel, van het hart en de bloedsomloop, en van de ademhalingsorganen afzonderlijk bekijkt. De curven voor al deze groepen blijken vrijwel even sterk op en neer te gaan: het aantal sterfgevallen tijdens het maximum is bij ieder een 12% grooter dan tijdens het minimum. Alleen de kromme lijn der zelfmoorden — die ook werd opgemaakt — vormt hier in zoover een uitzondering, dat het aantal dezer misdrijven tijdens de maxima gemiddeld 20% hooger was dan in de minima. Merkwaardig is nog, dat de toppen van die diverse curven onderling niet alle op precies hetzelfde tijdstip vallen. Terwijl de grafiek der zenuwziekten de zonne-erupties om zoo te zeggen op de voet volgt, blijken het hart en de ademhalingsorganen op zoo’n uitbarsting eerst langzamer (i.c. na een week tijd) te reageeren. Dat schijnt er op te wijzen, dat de dader in het eerstgenoemde geval meer in electrische golven te zoeken zou zijn, terwijl in het andere de verantwoordelijkheid rust op de uitgestooten electrische deeltjes; hetgeen trouwens ook niet onaannemelijk klinkt. Overigens moet men zich niet voorstellen dat de zon de directe verwekker van al de genoemde ziekten zou wezen; dat ware te somber. Het is veeleer zoo, dat haar activiteit op bepaalde tijden de factoren, die het sterven aan zekere doodsoorzaken tengevolge hebben, op „gunstige” (dus voor ons menschen juist ongunstige!) wijze beïnvloedt, zoodat slechts het oogenblik waarop de dood intreedt er door bespoedigd wordt. Dit zijn de feiten, — voorzoover we deze kennen. Of- EEN WERELD VAN VUUR schoon de beide Dülls eenige scherpzinnige gissingen aan de hand doen om ze te verklaren, lijken pogingen in die richting toch nog wat voorbarig. Wat thans het dringendst gewenscht wordt, is het verkrijgen van soortgelijke gegevens ook voor andere groote steden, ter toetsing dezer allereerste bevindingen. — Het nut van onze aldus gefundeerde kennis zal niet kunnen uitblijven. Operaties zullen eventueel opgeschort kunnen worden tot een tijd, waarop de „meteoro-pathologische omstandigheden” gunstiger zijn geworden. Examencandidaten zullen op een kosmisch zoo geschikt mogelijk tijdstip aan de tand gevoeld kunnen worden. Zieken zullen zich op voor hen gevaarlijke dagen kunnen houden aan een bepaald dieet, enzoovoorts, enzoovoorts. Maar dit is natuurlijk nog slechts toekomstmuziek. Wat echter géén toekomstmuziek behoeft te zijn, is het erkennen van de overrompelende werking die de zon op de zwart(of wit-) galligheid onzer kijk op de omstandigheden van het dagelijksch leven blijkt uit te oefenen. Want de wetenschap, dat blijkbaar niet deze omstandigheden zelf ons „boven het hoofd groeien”, maar dat het veeleer onze kijk op de dingen is, welke van buiten af (gunstig of ongunstig) wordt beïnvloed, zal menigen aspirant-zelfmoordenaar tot rede kunnen brengen, via de bemoedigende overweging, dat morgen ook voor hem de zon weer vroolijker zal gaan schijnen. En wanneer slechts één mensch, dank zij de moeizame en omvangrijke onderzoekingen der beide Dülls, van een onberaden stap tegen het eigen leven weerhouden werd, zouden deze reeds niet tevergeefs hebben plaats gehad.