mm II ' lli 11 ■ DE WONDEREN VAN DEN STERRENHEMEL. De totale zonsverduistering van den 30en Augustus 1905. De corona; naar een schets in waterverf, door de Fransche schilderes Mej. Andrée Moeh, tijdens de totale phase, gemaakt te Burgos, in bpanje. DE WONDEREN VAN DEN STERRENHEMEL POPULAIR VERKLAARD naar aanleiding van cecil g. dolmage's ASTRONOMY OF TO-DAY VRIJ BEWERKT VOOR NEDERLAND door Dr. a. j. c. snijders. M. HOLS — DEN HAAG /j/o. STOOMDRUKKERIJ KOCH & KNUTTEL — GOUDA. VOORWOORD. In onzen tijd, de „eeuw der natuurwetenschap", mag ook de sterrenkunde zicli meer dan ooit in de belangstelling van velen verheugen en juist onder de oningewijden openbaart zich een toenemende behoefte tot het bevredigen van hun weetgierigheid aangaande de onvolprezen schoonheden van den sterrenhemel, ook door eigen studie en waarneming. Wij meenen dus een nuttig werk te verrichten, door, naar aanleiding van het uitnemende boek van Cecil G. Dolmage: „Astronomy of today", een dergelijke, voor ieder bevattelijke beschrijving van den sterrenhemel voor Nederlandsche lezers samen te stellen. De Engelsche schrijver merkt in zijn voorrede terecht op, hoe men slechts al te dikwijls veronderstelt, dat men zich onmogelijk eenige nuttige kennis van de sterrenkunde zou kunnen verwerven, zonder een diepgaande en moeilijke studie van ingewikkelde handboeken, gepaard met het gebruik van kostbare instrumenten. Doch die meening berust op een dwaling. De hoofdzaken van „de wonderen van den sterrenhemel" kan elk ontwikkeld lezer zich, zonder inspanning en zonder eenige wiskundige kennis, gemakkelijk eigen maken en wij vertrouwen, dat de volgende bladzijden daartoe het hare zullen mogen bijdragen en wij hopen, dat zij voor velen een bron mogen zijn van wetenschappelijk genot. Van een woordelijke vertaling van het Engelsche werk moest echter worden afgezien, daar ons een gewijzigde behandeling van verschillende onderwerpen wenschelijk voorkwam en ook eenige nieuwe ontdekkingen van den jongsten lijd opgenomen moesten worden. De meeste hoofdstukken werden dus geheel of gedeeltelijk omgewerkt, zooals die over ..afstanden aan den hemel", over „vallende sterren", „spectraal-analyse en chemie van den hemel", over „kometen", waarbij de „komeet van Ha He y en hare geschiedenis uitvoerig besproken wordt, terwijl ook enkele nieuwe hoofdstukken werden opgenomen. In het hoofdstuk over de „sterrenbeelden" zijn verder eenige sterrenkaartjes opgenomen en is de lezer, met behulp daarvan, in staat gesteld, om zelf de voornaamste sterrenbeelden aan den hemel te vinden. Het een en ander heeft ook de toevoeging van vele nieuwe fi«uren aan den-toch reeds zoo rijk geïllustreerden - tekst noodig gemaakt en een vergelijking met het oorspronkelijke zal doen zien, dat de uitgever daarmede - evenals trouwens met de geheele uitvoering van het boek — ver van karig is geweest. Wij hopen, dat deze wijzigingen aan de bruikbaarheid ten goede mogen komen. ZUTPHËP. »'• A. '■ C SNIJDERS. INHOUD. Hoofdst. Bladz. I. Een blik op den sterrenhemel 1 II. De denkbeelden der ouden 5 III. De nieuwere denkbeelden 9 IV. Het zonnestelsel 19 V. Beweging en evenwicht aan den hemel 31 VI. De afstanden aan den hemel VII. Het meten der afstanden en afmetingen aan den hemel... 47 VIII. Zons- en maansverduisteringen 35 IX. Beroemde zonsverduisteringen X. De vooruitgang in de methoden van waarneming 92 XI. De spectraal-analyse en de chemie des hemels 113 XII. De zon XIII. De zon (vervolg) . ... 134 XIV. De binnenplaneten XV. De aarde XVI. De maan XVII. De buitenplaneten 213 XVIII. De buitenplaneten (vervolg) 218 XIX. De kometen 255 XX. Merkwaardige kometen 270 XXI. Vallende sterren en meteoorsteenen 280 II t. ,a . Bladz. Hoofdst. XXII. De sterrenhemel 488 XXIII. De eigen beweging der zoogenaamde „\aste sterren. ... 308 Q1R XXIV. Sterrenstelsels XXV. De wereld der sterren — haar begin en haar einde.... 337 OKQ Alfabetisch register LIJST DHR PLATEN. p,aal- tegenover De totale zonsverduistering van den 30en Augustus 1905. titelblad. Bladz. I. De totale zonsverduistering van den 17en Mei 1882 .... 89 II. De groote astronomische kyker van Hevelius 97 III. Een „lucht"-verrekijker zonder buis 100 IV. De reuzenkijker van de Yerkes-sterrenwacbt 108 V. De zon, met verschillende groepen van zonnevlekken .... 136 VI. Fotografie van een gedeelte der zon, met een zonnevlek . . 139 \ II. Vormen van de corona der zon, tüdens het maximum en het minimum der zonnevlekken A. De totale zonsverduistering van den 22en December, 1870. B. De totale zonsverduistering van den 28en Mei, 1900. VIII. De maan IX. Maankaart, met de voornaamste „kraters", bergketens en „zeeën'' 202 X. Een van de belangwekkendste gedeelten op de maan .... 205 XI. De maan, met eenige stralenstelsels 208 XII. Een kaart van de planeet Mars .222 XIII. Lichtstrepen van asteroïeden 232 XIV. De planeet Jupiter XV. De planeet Saturnus XVI. Vroegere voorstellingen van Saturnus 251 Rladz. Plaat' n .... «3 XVII. De komeet van Donau 269 XVIII. De komeet van Daniël, in 1907 XIX De sterrenhemel, in de omgeving van de noordpool 98 . . 303 XX. Orion en zijn naburen .... .... XXI. De groote sterrenhoop in het zuidelüke sterrenbeeld van Gen- . . . 3*21 taurus XXU. Spiraalvormige nevelvlek in het sterrenbeeld der Jachthonden . 330 XXIII. De groote nevelvlek in het sterrenbeeld: Andromeda ... 333 XXIV. Do groote nevelvlek in het sterrenbeeld: Orion ALFABETISCH REGISTER. De cijfers geven de bladzijden aan. Aanduiding der sterren . 291 Aantal sterren .... 392 Aardas, verplaatsing der . 182 Aarde 163 Aarde, afkoeling der 129, 346 Aarde, afstand van de zon 28 Aarde, inwendige der 185, 346 Aarde, middellijn der. . 170 Aarde, omwenteling der .165, 167, 169 Aarde, vorm der . 163, 170 Aardmagnetisme. . . .148 Aardschadu w, vorm van de 164 Aardsche verrekijker . .106 Absorptiestrepen . . .119 Achromatische kijker . . 105 Adams 14 Aequatoriaalkijker . . .109 Aëroliethen 286 Afstand der aarde van de zon ....... 28 Afstand der planeten . . 28 Afstanden aan den hemel 39, 47 Afstanden van de zon en de maan, betrekkelijke . 40 Agathokles, verduistering van ' 81 Airy 85 Alcor 299 Alcyone 313 Aldebaran 305 Algol . . . 323, 325, 348 Alpen op de maan. . . 201 Alpha centauri 42, 307, 309 Alpha crucis. . . . . 307 Al Sufi. 292, 304, 313, 331 I Altaïr 304 Alvan Clark 107 Anderson .... 327, 328 Andromeda 284 Andromedieden.... 284 Apex der zonsbeweging . 312 Aphelium 259 Appenijnen, op de maan. 201 Aquila 302 Arago 85 Arcturus .... 301, 311 Arend 302 Argelander's sterrenlijst . 292 Argo, Het Schip . 307, 326 Aristarchus 175 Aristarchus, berg op de maan 204 Aristophanes 270 Aristoteles . . . 177, 189 Arrhenius, Svante 218,228,262 Asaph Hall . . 4 . . 228 Asiero'ieden ... 13, 231 Astronomische refractie . 174 Atlas 6 Atmosfeer, zie Dampkring. Augustus-zwerm . . . 283 Auriga 301, 327 Avondster 155 Baily, Francis . . .65, 85 Baily's parelsnoeren . ., 65 Bailly (maankrater) . . 201 Barnard 229, 240, 246, 274 Bayer's aanduiding der sterren 291 Bayer's sterrenatlas . . 291 Bedekking van wachters 1 van Jupiler .... 241 i Bee-hive 322 Beer, De Groote . 296, 313 Beer, De Kleine . . . 299 Belopolsky . . . • • 319 Benedenste conjunctie. . 133 Bessel 309 Betelgeuze 305 Biela, Komeet van . 273, 28ö Bielieden .... 284, 285 Binaire sterrenstelsels. • 315 Binnenplaneten . . • .151 Bijenkorf ^22 Bijplaneten i Bode, Wet van . . 12, 252 Bolometer 121 Bolvorm van de aarde . 163 Bolvorm van de zon, de planeten en de wachters 20 Booggraden 53 Boötes dU1 Botsing van een komeet met de aarde .... 262 Botsing van sterren . . 344 Botsing van een donkere ster met de zon . . • 348 Bradley Brahé, Tycho . . 292, 327 Brédikhine's theorie van den staart der kometen. 264 Breking door den dampkring Breking of refractie van het licht j'2 Buienzee op de maan 197,204 Buitenplaneten 151, 213, 236 Callisto 241 Campbell 228 Canis Major. . • 291, 306 Canis Minor 30b ]anopus 307 Dapella 42, 301, 306, 311, 1 318 Cassegrain's teleskoop. . 104 □assini 244 Cassiopea 300 Cassius, Dio y2 Castor • ®19 Castor en Pollux . 306, 312 Catalogus van sterren. . 292 Centaurus. . • 42, 307, 309 Ceres 12, 231 Celus 3^3 Chamberlin 344 Christiaan Huygens. 99, 252 Chromatische aberratie . 98 Chromosfeer . 67, 131, 141 Circumpolairslerren . • 299 Clairaut 275 Clarck Alvan. . . 107, 318 Clavius (maankrater) . . 200 Clerk Maxwell .... 246 Coelestaat *09 Coggia, Komeet van . • 109 Coma Berenices. . . • 322 Conjunctie . • • 152, 213 Copernicus . . 94, 175 Copernicus, maankrater . 201^, Copernicus, stelsel van . 9 Corona der zon. . 66, 132 Corona Borealis. . . . 302 Coronium. • • .133, 146 Covvell 271, 276 Crommelin . . • 272, 277 367 I Cygnus .... 302, 309 Dagelij ksche beweging van den sterrenhemel. . -166 Dampkring, aantoonen van een . ... . 120, 218 Dampkring, absorptie door den — 129 Dampkring, bepaling der hoogte van den — der aarde 171, 281 Dampkring van de aarde 170 Dampkring van Jupiter . 239 Dampkring van de maan 204 Dampkring van Mars. . 218 Dampkring van de planeten 161, 206 Daniël, Komeet van — . 274 Dawes 246 Deimos 228 Denebola 304 Deslandres 143 Dichtheid der aarde . . 32 Dichtheid van de zon en de planeten 32 Donati, Komeet van — . 273 Donkere meteoorsteenen . 18, 289 Donkere sterren. . . . 348 Doppler's beginsel . . .123 Drievoudige sterren . .316 Droomen, Meer der— . 197 Dubbelsterren . . 299, 315 Duivel's Ster, zie Algol. Dwaalsterren. . . . 2, 19 Eb en vloed 183 Eclipsen 37 Eigen be weging der sterren 308 Elliptische loopbanen . . 259 Elongatie 152 Encke, Komeet van . . 272 Eros . . .14,24,30,214 Europa, wachter van Jupiter. . • 241 Excentriciteit . .215, 259 Fabricius, David . . . 323 Fakkels op de zon. . .137 Falb 273 Flagstaff 221 Flamsteed 84 Flikkeren der sterren . . 308 Flikkerspectrum. . . .141 Flonkeren der sterren. .171, 308 Fotografie, opsporen van asteroïeden door de — . 233 Fotografie, ontdekking van een nevelvlek door de . 332 Fotografie van een komeet 274, 277 Fotografie van den sterrenhemel 111, 292 Fotosfeer der zon . 130, 134 Foucault, slingerproef van -169 Fraunhofer-strepen. . .119 Galilei . . 52, 95, 98, 209 Galileïsche kijker . 95, 102 Galle 14 Ganymedes 241 Geit 301 Gemini 306 Getijden 183 Getijdenrem 185 Gill 311, 334 Goodricke 323 Gordel van Orion . . . 306 Gordels van Jupiter . . 237 Gordeltheorie van den Melkweg 338 Gore . . . 314, 339, 349 Granulatie der zon. . .134 Gravitatie .32 Gregory'sche reflector. . 104 Grimaldi, maankrater. . 200 Groombridge 310 Groole Beer . . . 296, 313 Groote Hond 291, 304, 306 Groote planeten. . . . 236 Groote wolk 334 Grootte der sterren 51, 290 Grootte van de zon . . 21 Grootteklassen .... 290 Hale HO. Hall, Asaph 228 Halley. . . .85,274,322 Halley,Komeet van-274—279 Halternevelvlek .... 334 Helium .... 87, 144 Hemel 167 Hemel, internationaal fotografisch onderzoek van den 292 Hemelglobe 293 Hercules .... 302, 322 Herschel, John .... 23 Herschel, William . 10, 104, 204, 312, 337 Hesperus . . . .155, 249 Hevelius ... 97, 99, 210 Hipparchus . 93, 292, 326 Homerus 229 Hond, Groote 291, 304, 306 Hond, Kleine . . • • 304 Hondsster. . • . 291, 306 Hoofdhaar van Berenice . 322, 334 Hoofdplaneten .... 16 Hoogte van maanbergen, bepaling der . . . • 203 Hoogte van voorwerpen in de lucht, schatting der 281 Horizon . . 164, 165, 296 Horizontale verduistering 174 Huygens, Christiatn 99, 217, Huggins - 124, 252, 334 Hyaden 303, 304, 305, 322 Imbrium, Mare. . . . 197 Intramercuriale planeet . 15 Internationaal fotografisch onderzoek van den hemel 292 lridum, Sinus .... 197 Jaar 27 Jaar, op Neplunus en Ura- 28 Jaargetijden op de aarde. 178 Jaargetijden op Mars . . 219 Jaarlijksche beweging van den sterrenhemel. . .174 Jachthonden . . . 322, 331 Jachtmaan 195 Jansen, Zacharias . . .195 Janssen 86 Japetus 248 Jo, wachter van Jupiter 241 Josephus, Flavius . . .270 Juno 231 Jupiter • 237 Jupiter, kometenfamilie van 267 Jupiter, wachters van. . 240 Jupiter, wachters van —, haar bedekkingen, verduisteringen . . 241, 242 Kanalen op Mars . . . 221 Kant 340 Knpteijn, prol'r. 311, 313, 329 Keeler. . . 247,331,343 Keivin, Lord 129 Kepler 176 Kern der kometen. . ■ 261 Kijkbuis, optische buis 95,240 Kijkers, astronomische . 95 Kijkers, reusachtige 99, 107 Kijkers, zonder buis . . 99 Kinetische theorie der gassen , , • , , . ■ 161 Kleine Beer 299 Kleine Hond. 303, 304, 306 Kleine planeten.... 231 Kleine Wolk 334 Kolenzak 338 Komeet No. 1 van 186G . 274 Komeet van 1811 . . .276 Komeet van 1910a . . 238 Komeet van Biela . . .273 Komeet van Coggia . . 265 Komeet van Daniël . . 274 Komeet van Donati . . 273 Komeet van Encke. . . 272 Komeet van Halley 259, 274-279 Komeet van Johannesburg 258 Komeet van Olbers . . 272 Komeet van Tempel I en II . . . . 273, 283, 284 Komeet van Tuttle. . . 284 Komeet, eerste ontdekking vaneen — door fotografie 274 Komeet, doorgang van de aarde door den staart . 273 Kometen . . 17, 255—279 Kometen, gevangen . . 266 Kometen, loopbanen der. 257 Kometen, merkwaardige . 270 Kometen, periodieke . . 257 Kometen,samenstellingder 261 Kometenfamilies. . . . 267 Kraters op de maan . .198 Kreeft 322 Krib 322 Kroon, Noorder.... 301 Kruis 307 Kruis, Zuider— . . . 307 Laagvlakten op de maan. 197 Lacus somniorum . . .197 Lalande 275 Langlev 87, 121 Lapaute 275 Laplace 341 Laurentiustranen . . . 283 Laurentiusstroom . . . 283 Leeuw 283, 304 Leibnitz-gebergte (maan). 203 Lentepunt 182 Leo 283, 304 Leonieden. . 283, 284, 304 Lescarbault 15 Leverrier ...... 14 Lichlkracht der sterren . 290 Lichtjaar . . . . 44, 310 Lier, De . . 301, 318, 323 Linnaeus, maankrater. . 205 Lippershey 95 Lockyer . . 122, 141, 343 Loewy 109, 210 Loopbanen der planeten 24, 29 Lord Bosse . . . 107, 331 Lowell, Percival 160, 221, 225 Lowell-sterrenwacht . . 221 Luchlsteenen. . . . . 286 Lucifer 155 Lyra 301, 323 Maan der aarde. . 187—212 Maan, afstand van de aarde 194 Maan, aschgrau we licht van de 190 Maan, bergen op de . .198 Maan, loopbaan der . .187 Maan, massa van de . . 37 Maan, nieuwe . . . .187 Maan, schijngestalten der 187 Maan, temperatuur van de 203 Maan, volle 189 Maan, volume der . . .' 193 Maan, zeeën op de. . .197 Maan, van Neptunus . . 253 Maan kaarten 206 Maansverduisteringen 55, 57—59, 174 Madler 210, 313 Magelhaen, wolken van . 334 Magnetisme, storingen van het — der aarde. . . 148 Magnetische stormen of on- weders 148 Manen 16 Manen van Jupiter. . . 240 Manen van Mars . . . 228 Manen van Saturnus . . 248 Manen van Uranus . . 253 Mare imbrium .... 197 Mars 215—231 Mars, bewoners op. 218, 225 Mars, kanalen van. . . 221 Mars, klimaat op . . .219 Mars, poolkappen op . . 220 Mars, temperatuur van . 219 Mars, wachters van . . 228 Mars, zeeën op ... . 220 Massa 31 Massa, bepaling der — van een ster 320 Massa's der hemellichamen en bepaling daarvan. . 36 Massa's van de aarde en de maan 36 Massa's van de planeten en de zon 36 Maunder .... 82, 149 Maxwell, Clerk .... 246 Max Wolf. . . . 233, 277 Mayer 210 Mediceïsche sterren . . 240 Meer der droomen op de maan 197 Melkweg . . . 46, 307, 337 Mercurius36,38,151,155, 161, 162 Meteoorsteenen 18, 280, 286 Meteorieten ... 18, 286 Middellijn van de aarde . 21 Middellijn van de maan . 192 Middellijn van de planeten 21 Middellijn van de zon. . 21 Mira Ceti.... 323, 324 Mizar 299, 317 Mizar en Alcor . . 299, 317 Mizar als dubbelster . .317 Moeras der droomen, op de maan 197 Molensteen-theorie van den melkweg 337 Morgenster 155 Nachteveningspunten, teruggang of praecessie van de 182 Nebulum 334 Neison 210 Neptunus 252 Neptunus, ontdekking van 13, 252 Neptunus, mogelijke planeten voorbij 267 Neptunus, wachters van . 253 NevelhypothesevanLaplace 3'tl Nevelvlek, de eenige met het bloote oog zichtbaar. . 331 Nevelvlek, de spiraalvormige, in de Jachthonden 331 Nevelvlek, in Andromeda 331 Nevelvlek, in de Lier. . 332 Nevelvlek, in Orion . . 332 Nevelvlek, in het Vosje . 334 Nevelvlekken, aantal der. 332 Nevelvlekken, onregelmatige 332 Nevelvlekken, planetari- sche 332 , Nevelvlekken, ringvormige 332 Nevelvlekken, spiraalvormige 331 Newcomb, Simon 185, 281, 339 Newton, Isaak . . 33, 101 Newton'sche reflector 101, 102 Nieuwe sterren .... 326 Noorder Kroon . . . .301 Noorderlicht 148 Noordpool 167 Noordster 297 Nova Aurigae .... 327 Nova Persei . . . 323, 328 Novae, zie: Nieuwe sterren Novemberzwerm . . . 283 Nubecula Major. . . . 334 Nubecula Minor. . . . 334 Oasen op Mars .... 224 Objectietlens 98 Oculair 98 Olbers . 234, 264, 272, 285 O-mikron Ceti (Mira). . 323 Omkeerende laag op de zon 130, 140 Omloopstijd der planeten 27 Omwenteling 20 Omwenteling van de aarde 20 Omwenteling van de zon 26 Oogstmaan 194 Ophiuchus 327 Oppolzer 273 Oppositie 214 Optische buis, zie: kijk- buis Optische dubbelsterren . 315 Orion . . . 303, 304, 305 Orion, groote nevelvlek in 332 Ossenhoeder 301 Overgang van één der wachters van Jupiter . 56 Overgang van Mercurius 56,157 Overgang van Venus 56, 157 Palilsch 275 Pallas 13, 231 Parabool 259 Parallaxe 48 Pegasus 322 Penumbra der zonnevlekken 137 Perihelium 259 Periodiciteit der zonnevlekken 140 Periodieke kometen . . 257 Perrine 241, 331 Perseïeden . . . 283, 284 Perseus . . 283, 323, 328 Phobos 228 Phoebe 248, 249 Phosphorus 155 Piazzi 12, 231 Pickering 201, 204, 209, 227 248, 318 Pictor 311 Planetarische nevelvlekken 332 Planetarische theorie van het ontstaan der wereld 344 Planeten, binnen- . 10, 151 Planeten, buiten- . 10, 213 Planetoïeden ... 13, 231 Plantengroei op Mars. . 224 Plato, berg op de maan 200, 204 Plejaden . . 303, 304, 322 Ploeg 297 Plutarchus 81 Pollux 306 Pool, verplaatsing van de — door de praecessie 182, 301 Poollicht 148 Poolster . . .25, 167, 297 Praecessie dernachtevingspuriten .... 182, 301 Praecessiecirkel 182, 298, 301 Praesepe 322 Procyon 306 Protuberansen der zon 68, 142 Ptolemaeus . . 7, 176, 292 Ptolemaeus, stelsel van 6, 176 Ptolemaeus, maankrater . 200 Puiseux 210 Puppis 326 Quadratuur 214 Radiant of radiatiepunt van vallende sterren . . . 283 Radium 129 Reflectoren 101 Refractie- en reflectie-teles- kopen 101 Refractie van het licht 98, 172, 174 Refractoren 98 Regulus 304 Reuzenplaneet .... 237 Reversie-laag. . . 130, 140 Riccioli 200 Rigel 305 Ring met vleugels... 83 Ringgebergten van de maan 200 Ringvormige nevelvlekken 332 Ringvormige nevelvlekken in De Lier 332 Ringen van Saturnus . . 244 Roberts 326 Roemer 243 Roode vlek op Jupiter . 237 Rosse, Lord, teleskoop van 107, 133 Saros, Chaldeeuwsche 73—78 Satellieten 16, 30 Saturnus 243 Saturnus, kometenfamilie van 267 Saturnus, ringen van . . 244 Saturnus, schaduwen van — op de ringen en omgekeerd 246 Saturnus, wachters van . 248 Schaduw van de aarde, cirkelvormige gedaante van de 164 Schaduwen op de maan . 203 Schaeberle 88 Scheiner i04 Schiaparelli . 160, 221, 285 Schickhard (maankrater). 200 Schijngestalten van de binnenplaneten 155 Schijngestalten van de maan 187 Schip Argo . . . 307, 326 Schitteren der sterren. . 308 Schmidt 210 Schwabe .... 140, 147 Selenogratie 210 Septem triones .... 297 Septenlrio 297 Siderostaat 109 Sint Laurentiuszwerm. . 283 Sinus Iridum .... 197 306 Sirius . . . .42,291,311 Sirius, begeleider van . 319 Slingerproef van Foucault 169 Somniorum, Lacus, . . 197 Spectraal-analyse . . .113 Spectraal-analyse, eerste toepassing op een nieuwe ster 318 Spectraal-lijnen .... 117 Spectra der sterren. . .120 Spectro-heliograaf . . .143 Spectroskoop 116 Spectroskopische dubbelsterren 317 Spectrum ...... 114 Spectrum van de chromosfeer 141 Spectrum van de corona. 133 Spectrum van de fotosfeer. 132 Spectrum van de omkee- rende laag . . .132, 140 Spectrum van de zon. 113, 115 Spiegelteleskopen . . . 101 Spiraalvormige nevelvlekken ....... 331 Spiraalvormige nevelvlek in Andromeda. . . .331 Spiraalvormige nevelvlek in de Jachthonden . . 331 Springvloed 184 Staart van de kometen . 262 Staartsterren 257 Stand van den sterrenhemel voor Juni . . . 294 Stand van den sterrenhemel voor December . 295 Ster, dichtst bijzijnde. . 42 Ster, bepaling der massa eener 320 Sterren, Aantal — aan den hemel 292 Sterren, aantal der — die met het bloote oog te zien zijn 290 Sterren, afstanden der 39, 309 Sterren, grootte der . . 290 Sterren, geringste grootte der 290 Sterren, Mediceïsche . . 240 Sterren, vallende . . . 280 Sterren, vaste . . 288, 308 Sterrenbeelden . . 92, 289 Sterrenbeelden, grenzen . 289 Sterrenbeelden, rondom de Noordpool 298 Sterrenbeelden, rondom de Zuidpool 307 Sterrenhemel, blik op den 1 Sterrenhemel, stand van den 294, 295 Sterrenhoopen . . 316, 320 Sterrenhoopen en nevelvlekken, aantal der 320, 332 Sterrenkaarten .... 292 Sterrenkaartjes voor December en Juni . 295, 294 Sterrenlicht . • . . . 308 Sterrenlijsten 292 Sterrenparen . . . 315, 325 Sterrenstelsels .... 315 Sterrenwereld, uitbreiding van de 338 Sterrenwereld, een georganiseerd geheel.... 340 Sterrenwereld, mogelijk uiteenvallen van de . . 348 Sterrenstroomen of zwermen, twee —, van Kap- teijn 313 Stier, Sterrenbeeld van de 304 Straalbreking in den dampkring 172 Stralen en strepen op de maan 207 Strepen op de foto's van asteroïeden 233 Sufi, Al . . 292, 304, 331 Syrtis Major 217 Taurus 304 Teleskopen 101 Teleskopische dubbelsterren 316 Tempel, Komeet van 273, 284 Temperatuur op de maan 206 Temperatuur op de zon 123, 127 Terrestrische planeten. . 236 Teruggaande beweging van Phoebe 249 Teruggang der nachteve- ningspunten 182 Themis 248 Tijdelijke (of nieuwe) sterren 326 Titaan 248 Totale phase. . . . 66, 68 Totaliteit . . . .62, 66, 68 Totaliteits-zone .... 66 Tranen van den heiligen Laurentius 283 Tuttle, Komeet van . . 284 Tweelingen . . . 304, 306 Tweelingster 306 Tycho Brahé. . . 292, 327 Tvcho Brahé, berg op de maan 209 Umbra van de zonnevlekken 137 Uranus 10, 252 Uranus, kometenfamilie van 267 Uranus, omloopstijd van . 253 Uranus, ontdekking van 10, 252 Uranus, wachters van. . 253 Ursa Major 297 Ursa Minor 299 Vallende sterren. . 18, 280 Vallende sterren, radiatie- punt van de ... , 283 Vaste sterren. . . 288, 308 Veelvoudige sterren . . 316 Venus . . 36, 151, 155, 162 Veranderingen op de maan 209 Veranderlijke sterren . . 323 Verduisteringen van de maan 57 Verduisteringen van de zon 60 Verduisteringen van de manen van Jupiter . . 242 Verplaatsing van de pool 182, 301 Verschietende sterren . . 280 Verschil tusschen planeten en vaste sterren . . . 308 Verschilzicht der sterren. 48 Vesta 231 Visuëele dubbelsterren . 316 Virgilius 8 Voerman 301 Volume der aarde ... 32 Volume van de zon en de planeten 21, 23 Vulcanus 15 Vulkanische theorie van de maankraters . . . 207 Wachters, zie manen . . 16 Wagen 297 Wagenman 301 Wallace A. R. over Mars 227 Walvisch 323 Weer, de maan en het . 210 Wega . . . 301, 311, 323 Wereld der sterren . . 337 Werelden, mogelijkheid van andere 340 Wilt, G 215, 234 Wolf, Max . . . 233, 277 Wolk, Groote en Kleine. 334 Wolken van Magelhaen . 334 Wright .... 337, 340 Yerkes-sterrenwacht . . 108 Young 87, 141 Zandlooperzee . . . .217 Zeeën op de maan. . . 197 Zeis van de Leeuw . . 304 Zenith 172, 296 Zenithafsland 173 Zevengesternte .... 305 Zodiakaallieht .... 185 Zon 126—150 Zon, aequator van de. . 138 Zon, afkoeling der. . . 128 Zon, afstand van de 21, 157 Zon, bewegingen der . . 138 Zon, chemische samen¬ stelling van de . . .119 Zon, als een ster . . . 120 Zon, vergelijking harer grootte met de vaste sterren 309 Zon, zwaartekracht op de 36, 142 Zoneclipsen 60 Zonnefakkels 137 Zonneprotuberansen . . 68 Zonnespeclrum . . . .114 Zonnestelsel . . 9, 19, 340 Zonnestelsel, beweging van ons .... 312, 314 Zonnevlekken . . 135, 147 Zonsverduisteringen 55,57—63 Zonsverduisteringen, beroemde 79 Zonsverduisteringen, totale 64 Zuiderkruis 307 Zuidpool des hemels . . 167 Zuidpool, sterrenbeelden rondom de 307 Zwaan 302, 309 Zwaard van Orion. . . 306 Zwaartekracht . . . 32—38 Zwarte droppel .... 158 Zwarte vlekken in den Melkweg 338 Zwermen van sterren. . 313 Zwermen van vallende sterren 283 HOOFDSTUK I. Een blik op den sterrenhemel. Het prachtige, nooit volprezen schouwspel, dat het uitspansel boven onze hoofden, 's avonds bij helderen hemel, aanbiedt, als de sterren, in ontelbaar aantal, als kleine schitterende lichtjes fonkelen, is niet slechts overweldigend schoon, doch het stemt tevens tot ernstig nadenken over de grootheid van de schepping. Het heeft te allen tijde een machtigen indruk gemaakt op 's menschen gemoed en reeds sedert de grijze oudheid heeft men zich beijverd, om de geheimen en wonderen van die tooverwereld te doorgronden. Tot den sterrenhemel behoort echter niet uitsluitend het tallooze leger der sterren aan den avondhemel; hij omvat eigenlijk, in den ruimsten zin des woords, alles, wat bestaat: het gansche, onmetelijke „heelal," de wereldruimte, met alles, wat daarin is. Want ook ons heerlijke daggesternte, de liefelijke zon, die schitterende bron van licht, warmte en beweging, de oorsprong van alle leven en al het arbeidsvermogen op aarde, die het doen en laten van de geheele menschheid beheerscht: zij is ingelijks niets anders dan zulk een ster aan den hemel. Al de heerlijke sterren, die wij 's avonds aan den hemel zien prijken, zijn eigenlijk gloeiende 1 zonnen, van welke onze zon slechts één enkel individu is onder millioenen van haars gelijken, en nog niet eens de schitterendste van allen. En onze eigen goede, trouwe aarde: wat is ook zij anders dan een ster aan den wereldhemel? Als wij ons eens voor een oogenblik verplaatst denken naar de planeet Mars, op een afstand van 54millioen kilometers van ons verwijderd, dan zouden wij vandaar op onze oude moeder aarde, met haar 1500 millioen bewoners, haar wereldsteden, vol van krioelende mieren, en met al haar lief en leed, neerzien, als op een schitterend lichtpuntje aan den hemel, ongeveer zooals wij van hier de planeet Venus zien. En van haar dochter en trouwe wachteres, de maan, met haar zoo kalm en geheimzinnig licht, zien wij op dezen afstand zelfs niets meer. Konden wij echter onze wereldreis nog eens verder voortzetten, dan zouden wij nog tal van andere dier „dwaalsterren" of planeten ontmoeten, die, schijnbaar zonder orde en regelmaat, over den sterrenhemel ronddwalen, maar toch wel degelijk haren weg aan het uitspansel vervolgen in vaste en welgeordende banen, die haar door de heerschappij van de zon zijn voorgeschreven. En zij allen: de planeten met hare manen, die van de zon licht en warmte, wellicht ook leven, ontvangen, die de groote maatschappij van het zonnestelsel vormen, waarvan ook onze aarde een lid is: zij zijn allen lichtende sterren aan den wereldhemel. Zoodra de zon ter kimme daalt en de aarde meer en meer door de schemering ingehuld wordt, verschijnen, behalve de planeten, ook de vaste sterren aan den hemel, die niets anders zijn dan onnoemelijk ver verwijderde gloeiende zonnen, waarvan elke weer het middelpunt vormt van een eigen zonnestelsel. Stuk voor stuk komen die lichtpuntjes uit de duisternis te voorschijn en steeds helderder schitteren zij daar in hun grootsche pracht, totdat ten slotte duizenden en duizenden ons tegen stralen, als fonkelende edelgesteenten op een fluweelen achtergrond. Maar wij bevinden ons hier nog niet aan de grens van het heelal. Van een vaste ster der eerste grootte gezien, zou ons gansche reusachtige zonnestelsel, met de zon en al de, om haar wentelende, planeten en manen, een wereld, die in werkelijkheid de baan van Neptunus omvat, zegge: een baan met een middellijn van niet minder dan 9000 millioen kilometers, ineengeschrompeld zijn tot één enkel, nauwlijks zichtbaar lichtpuntje. Doch wij kunnen nog verder gaan en komen dan tot sterren en nevelvlekken, die wij van de aarde niet meer met het bloote oog, doch slechts door kijkers, kunnen onderscheiden. En ten slotte weigeren zelfs ook deze laatste den dienst: er bestaan nog tallooze sterren en nevelvlekken, die het oog, zelfs met de sterkste teleskopen, niet meer kan ontdekken en vanwaar het licht duizenden jaren noodig heeft, om onze aarde te bereiken. Doch de fotografie onthult ons nog veel meer geheimen van den sterrenhemel en met haRr gevoelige teekenstift beeldt zij nog oneindig veel verder afgelegen nevelvlekken en tallooze nieuwe sterren op het gevoelige papier af, waardoor de grenzen van den hemel voor ons opnieuw ontzaglijk ver uitgebreid worden. En uit die onpeilbare diepten van het heelal komen toch van tijd tot tijd nog weer andere hemellichamen, de kometen, tot ons, als geheimzinnige boden uit die verre wereld, die op het stipje van den sterrenhemel, dat wij „aarde" noemen, zwermen van „vallende sterren" of „met eoorste enen" uitstrooien: de kleinste hemellichamen, die wij kennen. En alles nu, wat wij hier opgesomd hebben, behoort tot den sterrenhemel. In een oneindige verscheidenheid van vormen en afmetingen, wordt hij door die hemellichamen bevolkt en elk daarvan vormt reeds een wonder op zich zelf, waarmede de peinzende geest van den mensch zich reeds sedert de oudste tijden heeft beziggehouden en die nog steeds de grootste belangstelling van geleerden en leeken wekken. , . .., Waar wij nu er toe overgaan, om den oningewijde een denkbeeld te geven van die wonderbare wereld der sterren, daar bedenke men, dat wij slechts eenige grepen uit dezen rijken schat van onderwei pen kunnen doen en dat wij ons moeten bepalen tot die punten, welke er zich toe leenen, om op bevattelijke wijze, zonder ingewikkelde en geleerde berekeningen, behandeld te worden. Doch zelfs dit weinige is reeds belangwekkend genoeg en zal voldoende zijn, om den lezei een algemeen denkbeeld te geven, niet slechts van de indrukwekkende grootheid, doch ook van deonoveitroffen schoonheid van „de wonderen van den sterrenhemel." HOOFDSTUK II. De denkbeelden der ouden. De sterrenkunde is de oudste van alle wetenschappen, want de sterrenhemel trok reeds de aandacht, zoolang als er menschen bestaan en het kon niet anders of, zelfs reeds vóór er een geschiedenis bestond, moest de menschelijke geest over de verschijnselen boven zijn hoofd nadenken en zijn eigen beschouwingen daaraan vastknoopen. Doch die beschouwing van den hemel bepaalde zich bij de oudste menschen, uit den aard der zaak, slechts tot hetgeen boven hen was en daaruit moesten natuurlijk allerlei onjuiste voorstellingen ontstaan, daar men slechts op den uiterlijken schijn kon afgaan, die zelden een veilige gids is. Men meende toen bijvoorbeeld, dat de aarde zich, tot op een grooten afstand, als een vlak naar alle richtingen uitstrekte en dat daaroverheen de hemel uitgespannen was, als een onmetelijke koepel, tegen welks binnenvlakte de sterren bevestigd waren. Volgens de voorstelling der ouden was de aarde van overheerschende beteekenis. De zon en de maan waren niets anders dan lampen voor hare verlichting bij dag en bij nacht; en zoo dezen al zelf geen goden waren, zoo stonden zij toch in elk geval onder het beheer van bijzondere godheden, wier taak het was, hare banen te leiden over het hemelgewelf. Langzamerhand echter werd deze eenvoudige voorstelling van de natuur omver geworpen. Moeilijke vraagstukken hielden den menschelijken geest bezig. Bijvoorbeeld: waarop steunde de vaste aarde, en waardoor werd het hemelgewelf belet, boven de hoofden der menschen in te storten en hen te verpletteren? Uit de ijdele pogingen om deze raadselen op te lossen, ontstonden fantastische mythen. Zoo stelden de Indiërs zich, onder anderen, voor, dat de aarde gedragen werd door vier olifanten, die op den rug van een reusachtige schildpad stonden en deze dreef, op hare beurt, weer op een oceaan van water. De oudere westersche beschaving vond de fabel uit van den reusachtigen titaan Atlas, die, als straf voor een opstand tegen de goden van den Olympus, veroordeeld was, om de geheele hemelruimte, tot in alle eeuwigheid, te dragen. Later begon een schemering van het ware licht tot het menschelijke brein door te dringen. De Grieksche wijsgeeren, die zich veel met dergelijke onderwerpen bezighielden, werden langzamerhand overtuigd, dat de aarde bolvormig was. Wij weten thans, dat die meening juist was, doch in hun overige hoofdvoorstelling van de zaak, namelijk: dat de aarde in het middelpunt van het heelal geplaatst was, waren zij inderdaad zeer ver van de waarheid. Gedurende de tweede eeuw van de christelijke jaartelling, werden de denkbeelden der wijsgeeren van de oudheid vastgelegd in een bepaalde theorie, die, hoewel zij ons, in het licht der nieuwere wetenschap, volkomen onjuist moet voorkomen, toch bijzondere vermelding verdient, daar zij, tot nog slechts vóór ongevier vier eeuwen, algemeen als de juiste verklaring werd aangenomen. Deze theorie van het heelal noemt men het „stelsel van 1'tolemaeus, omdat zij voor het eerst in duidelijke woorden werd uitgedrukt door één der beroemdste sterrenkundigen uit de oudheid: Claudius Ptolemaeus (100—170 n. Chr.), meer bekend als Ptolemaeus van Alexandrië. In zijn stelsel nam de aarde het middelpunt in, terwijl, in cirkels om haar heen, achtereenvolgens de maan, de planeten Mercurius en Venus, vervolgens de zon en daarna de planeten Mars, Jupi- Fig. 1. De voorstelling van het heelal door Ptolemaeus. ter en Saturnus geplaatst waren. Aan gene zijde van de laatste wentelde eindelijk de achtergrond van den hemel, waarop men meende, dat de sterren bevestigd wyaren: „Stellis ardentibus aptum d. i. met gloeiende sterren verbonden, zooals Virgilius het uitdrukt (zie fig. 1). Het stelsel van Ptolemaeus hield zich ongeschokt staande gedurende veertien eeuwen na den dood van den opsteller. Blijkbaar gevoelde men zich gestreeld door de gedachte, dat 's menschen aarde het belangrijkste lichaam in de natuur was, dat zij bewegingloos in het middelpunt van het heelal stond en de spil was, waar alles om draaide. HOOFDSTUK III. De nieuwere denkbeelden. De dageraad van de nieuwere denkbeelden aangaande de bewegingen van den hemel en de inrichting van ons zonnestelsel begint met den tijd vanNicolaas Copernicus (1473—1543), de beroemde sterrenkundige, geboren te Thorn in Pruisen, die zich, omstreeks in het midden van de 16e eeuw, een onvergankelijken naam verwierf door het opstellen van een nieuwe theorie van het zonnestelsel, naar hem „stelsel van Co pern icus" genoemd. Daarin werd de aarde onttroond als middelpunt van het heelal en gedegradeerd tot den rang van een eenvoudige planeet, die, evenals alle andere, om de zon wentelt. Het latere onderzoek van tal van groote mannen der wetenschap heeft de juistheid van Copernicus' beschouwingen ten volle bewezen, zoodat zijn theorie nog tot op heden, na verloop van ruim 3,5 eeuwen, haar volle kracht heeft behouden, als een onvervreemdbare verovering der wetenschap. De tegenwoordige opvatting van ons zonnestelsel, volgens die theorie, komt, in het kort, op het volgende neer. De zon, het belangrijkste hemellichaam, van ons standpunt beschouwd, neemt de plaats in het middelpunt in; niet van het gansche heelal, doch alleen voor dat beperkte onderdeel, dat wij, „ zonnestelsel" noemen. Daaromheen wentelen, in cirkelvormige banen, achtereenvolgens de planeten Mer- curius, Venus, de Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus (zie fig. 2 op bldz. 11). Op een onmetelijken afstand buiten dit zonnestelsel, en onregelmatig verspreid over de diepten van de wereldruimte, liggen de sterren. De twee eerstgenoemde planeten van het zonnestelsel: Mercurius en Venus, zijn bekend onder den naam van „binnenplaneten", omdat zij, in haar banen om de zon, steeds binnen de baan blijven, langs welke zich de aarde voortbeweegt. De overige leden der familie, uitgezonderd de aarde, noemt men de .,buit en plan eten'', omdat de banen, waarlangs zij zich bewegen, alle buiten die van de aarde zijn gelegen (fig. 2). De vijf planeten: Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus waren reeds sinds de geheele oudheid bekend. Niets is in staat, om ons duidelijker den ontzaglijken vooruitgang van de sterrenkunde in den nieuweren tijd voor oogen te stellen, dan het feit, dat het nog slechts 129 jaren geleden is, sedert de waarneming van den hemel voor het eerst aan dat eerbiedwaardige aantal een nieuwe planeet heeft toegevoegd. Immers was het op den 13en Maart van het jaar 1781, dat de, met recht beroemde, Engelsche astronoom Sir Willliam Herschel, terwijl hij waarnemingen deed in het sterrenbeeld van D e T w e e 1 i n ge n, een lichaam in het, gezicht kreeg, dat hij zich niet herinnerde, ooit te voren aan den hemel ontmoet te hebben. Hij hield het eerst voor een komeet, doch de waarneming van zijn beweging, gedurende enkele dagen, bewees spoedig, dat het een planeet moest zijn. Dit lichaam, waarvan alleen de sterkte van den teleskoop het bewijs had kunnen leveren, dat het tot de familie van ons zonnestelsel behoorde, is sedert dien tijd in de wetenschap bekend onder den naam van Uranus. Door haar ontdekking Fig. 2. Het zonnestelsel, volgens de theorie van Copernicus. werden de, tot op dat oogenblik aangenomen, grenzen van het zonnestelsel plotseling uitgebreid tot een twee maal grooteren omvang dan vroeger (fig. 2) en daaruit ontsproot natuurlijk de hoop, dat zich ook spoedig nog andere planeten, in de onmetelijke ruimten daarbuiten, zouden vertoonen. Eenige jaren te voren had Bode (1747—1825) — of eigenlijk één zijner voorgangers — zooals wij later nog zullen zien, gevonden, dat de afstanden der planeten van de zon een regelmatig opklimmende reeks vormen, wier termen op eenvoudige wijze uit elkaar afgeleid kunnen worden. Deze merkwaardige regel, bij de astronomen bekend onder den naam van „wet van Bode," werd nauwkeurig bevestigd door den afstand tot de zon van de nieuwe planeet Uranus. Er was echter nog een groote ledige gaping tusschen de planeten Mars en Jupiter. Als daar werkelijk nog een andere planeet rondwentelde, dan zou het zonnestelsel het beeld hebben opgeleverd van een bijna volmaakte regelmaat. Doch de open ruimte tusschen Mars en J u pi ter bleef oningevuld; de ruimte, waar men terecht mocht verwachten, nog een andere wentelende planeet te ontdekken, bleef onverklaarbaar ledig. Doch op den eersten dag van de 19e eeuw zou dit geheim opgelost worden door de ontdekking van een lichaam, dat rondwentelde in de ruimte, die men tot nogtoe als „planeetloos" beschouwd had. De Italiaansche sterrenkundige Piazzi, te Palermo, zag op dien gedenkwaardigen Nieuwjaarsdag een klein sterretje, dat hij eerst voor een vaste ster hield, doch dat, door den aard zijner bewegingen, alle kenmerken van een planeet vertoonde en dan ook door hem en den grooten wis- en sterrenkundige Gauss, te Göttingen, als zoodanig herkend werd. Men had een nieuwe planeet ontdekt, die later Ceres gedoopt werd. Maar het was een uiterst klein bol- letje, dat nauwlijks den naam van planeet scheen te verdienen. In het volgend jaar werd nog een tweede lichaam ontdekt, dat in dezelfde ruimte rondwentelde; het was de nieuwe planeet Pal las; maar zij was nog kleiner dan haar voorgangster. Gedurende de daaropvolgende vijf jaren werden opnieuw twee van die kleine planeetjes ontdekt. Toen volgde er een rustpoos, en er werden geen nieuwe leden meer aan de familie toegevoegd, vóór ongeveer het midden dei1 eeuw, toen plotseling het ontdekken van die zoogenaamde „kleine planeten" opnieuw begon. Sedert dien tijd volgde een onophoudelijke regen van nieuw ontdekte planeetjes, die den naam hebben gekregen van asteroieden of planeto'ieden; tot op heden zijn er ongeveer 600 van bekend, die allen rondwentelen binnen de, vroeger niet ingevulde, ruimte tusschen Mars en J u p i t e r. In het jaar 1846 werd de uiterste grens van het zonnestelsel opnieuw naar buiten uitgebreid door de ontdekking, dat er nog een groote planeet rondwentelde aan gene zijde van Uranus. Deze ontdekking zal tot in lengte van tijden gedenkwaardig blijven, als één der schitterendste overwinningen van de theoretische sterrenkunde. Want het bestaan van deze nieuwe planeet, die den naam van Neptunus ontving, doch die voor ons nooit met het bloote oog zichtbaar is, hoewel zij ruim 80 maal zoo groot is als de aarde, werd het eerst door louter bespiegeling en berekening ontdekt. Vóórdat eenig sterveling haar nog ooit met het gewapend oog had waargenomen, werd niet slechts haar bestaan voorspeld, doch tevens nauwkeurig de plaats aangewezen, waar deze planeet, als zij eenmaal ontdekt werd, zich aan den hemel zou vertoonen. Die voorspelling en de vernuftige berekeningen, die daartoe leidden, hebben wij te danken aan den genialen Franschen astronoom Le Verrier, die, naar aanleiding van een, reeds in 1821 door Bouvard uitgesproken, vermoeden, tot het besluit kwam, dat zekere storingen in de beweging van Ur anus, welke niet met de theorie daarvan overeenstemden, te danken moesten zijn aan de aantrekkende werking van een onbekend hemellichaam en hij had de stoute gedachte, om de plaats van dat nieuwe hemellichaam reeds bij voorbaat te bepalen. Tegelijkertijd had, onafhankelijk van Le Verrier, een zelfde berekening plaats door den wiskundige Adams, destijds nog student aan de universiteit te Cambridge en deze kwam ongeveer tot dezelfde uitkomst. Doch Le Verrier maakte de zijne het eerste bekend en op den dag zelf (23 September 1846), dat Galle te Berlijn daarvan de tijding ontving, richtte deze zijn kijker op dat punt aan den hemel, dat door Le Verrier was opgegeven, en vond hij daar inderdaad de, door dezen voorspelde, planeet, die den naam Neptunus ontving. Een schitterender bewijs van de juistheid der sterrenkundige theorieën en berekeningen had onmogelijk geleverd kunnen worden. Bijna vijftig jaren later, derhalve in onzen tijd, werd nog een andere merkwaardige ontdekking in de planetenwereld gedaan. Een van de nieuwere leden, die aan de, in grooten getale en voortdurend toenemende, familie der planetoïeden toegevoegd was, een klein hemellichaampje, in 1898 aan het licht gebracht, bleek ten slotte, tot groote verbazing van alle astronomen en andere belangstellenden, zich niet te bewegen binnen de gebruikelijke ruimte tusschen Mars en J u pi ter, doch werkelijk tusschen de banen van onze aarde en Mars. Dit lichaam is zeer klein en meet niet meer dan ongeveer 32 kilometers in middellijn, een wereldje, in haar geheel niet veel grooter dan onze provincie Friesland. Men heeft de planeet Eros gedoopt, den Griekschen naam voor den kleinen liefdegod Amor of Cupido, naar aanleiding van haar onbeteekenende grootte, vergeleken met de hoofdleden van het zonnestelsel. Hiermede is dan de lijst van de planeten, die zich tot nog toe aan ons vertoond hebben, afgesloten. Of er nog andere bestaan, zal de tijd moeten leeren. Men heeft reeds vermoed, dat er nog twee buiten de baan van Neptunus wentelen en men heeft zelfs meermalen verzekerd, dat er nog een planeet rond de zon wentelt op een kleineren afstand dan Mercurius. Dit problematische hemellichaam zou dus een zoogenaamde „i n t r a-m e r c u r i a 1 e planeet" zijn en ook haar bestaan werd het eerst door Le Verrier vermoed, die in de bewegingen van Mercurius, in haar loopbaan om de zon, dergelijke onregelmatigheden waarnam, als in die van Ur an us, welke vroeger tot de ontdekking van Neptunus aanleiding gegeven hadden. Hij doopte haar reeds met den naam Vulcanus en in 1859 meende zelfs Lescarbaut, een plattelands-geneesheer, die in zijn bescheiden woning te Orgères bij Orleans. in zijn vrijen tijd de sterrenkunde beoefende, haar werkelijk als een zwarte vlek vóór de zon waargenomen te hebben. Doch de juistheid van het bericht is door niets bevestigd en niemand heeft later Vulcanus, ooit weergezien. Dit bewijst echter nog niet, dat deze planeet niet bestaat, want het is uiterst moeilijk, om zulk een verbazend kleine planeet waar te nemen, die bovendien nog dichter bij de zon staat dan Mercurius, welke laatste zelf reeds zoo moeilijk te zien is, wegens den alles overheerschenden lichtglans, dien de zon in hare onmiddellijke omgeving verspreidt. De eenige mogelijkheid, om zulk een intra-mercuriale planeet waar te nemen, zou zich kunnen voordoen bij een „overgang" van die planeet voorbij de zonneschilf of tijdens een totale zonsverduistering, als het licht van de zon tijdelijk volkomen door de maan bedekt wordt. Doch hoewel er sedert den tijd van Lescarbaut reeds talrijke van deze waarnemingen plaats hadden, heeft nog geen enkele tot bevestiging zijner ontdekking geleid en mag men dus veilig aannemen, dat er tusschen de zon en Mercurius althans geen ander hemellichaam bestaat, dat van voldoende afmetingen is, om door ons waargenomen te worden. _ . Op de planeten zelf volgen in beteekenis, als blijvende leden van ons zonnestelsel, de betrekkelijk kleine hemellichamen van den tweeden graad, die bekend zijn onder den naam van „manen, wachters of satellieten," welke laatste naam afgeleid is, van het Lat. woord sa tel les, meerv. satellites, dat begeleider of trawant beteekent. \\ ant deze lichamen bewegen zich voortdurend in de onmiddelijke nabijheid van haar eigen „hoofdplaneet," en maken de omwenteling van deze om de zon, als „bijplaneten", mede. De wachters zijn volstrekt niet met eenige regelmatigheid over de verschillende leden van het stelsel verdeeld, daar sommige planeten van een aanmerkelijk aantal dezer „bijplaneten" vergezeld worden, andere er slechts één of twee en nog andere in 't geheel geen hebben. In de volgorde harer nabijheid tot de zon hebben noch M e r c u r i u s, noch V e n u s een enkele bijplaneet, de aarde bezit er slechts één, namelijk: onze buurvrouw, de maan; terwijl Mars slechts twee kleine maantjes heeft, zoo klein zelfs, dat men zich zou kunnen voorstellen, dat het niets anders zijn dan een paar asteroieden, die van haar eigen gebied afgedwaald zijn en zich bij die planeet gevoegd hebben. Overigens is Jupiter, voor zoover als wij op dit oogenblik weten, vergezeld van 7, waarschijnlijk zelfs van 8 satellieten, Saturnus heeft er 10, Uranus 4 en Neptunus één. Het is echter mogelijk, ja zelfs hoogst waarschijnlijk, dat de beide laatstgenoemde planeten een grooter aantal dezer bijplaneten bezitten, die om haar wentelen, maar ongelukkigerwijze zijn de stelsels van Uranus en Neptunus zoo onmetelijk ver van ons verwijderd, dat zelfs de sterkste en uitnemende tegenwoordige kijkers ons daaromtrent slechts weinig inlichtingen kunnen verschaffen. En wat nu de verspreiding van deze wachters betreft, zoo zal de lezer opgemerkt hebben, dat de planeten, die zich het dichtst bij de zon bevinden, er weinig of geen hebben, terwijl de verder verwijderde veel rijkelijker bedacht zijn. De gevolgtrekking schijnt dus voor de hand te liggen, dat de nabijheid van de zon, op de eene of andere wijze, ongunstig werkt, hetzij op de vorming of op het voortbestaan der wachters. Een planeet, met haar wachters, vormt in zekeren zin een herhaling van het zonnestelsel op kleinere schaal. Evenals de planeten rond de zon wentelen, zoo wentelen deze bijplaneten rond haar hoofdplaneten. Toen Galileï, in het jaar 1610, zijn pas uitgevonden kijker op Jupiter richtte, herkende hij spoedig in de vier rondwentelende manen, die zich aan zijn blik vertoonden, een miniatuur-uitgaaf van het zonnestelsel. Behalve de planeten, met haar wachters, zijn er nog twee andere klassen van hemellichamen, die, hetzij tijdelijk of op den duur, aanspraak maken op het lidmaatschap van ons zonnestelsel, namelijk: de kometen en de meteoorsteenen. Kometen onderscheiden zich van de hemellichamen, die wij zooeven beschreven hebben, door haar nevelig en doorschijnend uiterlijk, terwijl de andere vast en ondoorschijnend zijn. Verder zijn de banen van de planeten om de zon en van de wachters om haar hoofdplaneten eigenlijk wel ellipsen, doch die niet 2 veel van een cirkel verschillen. Daarentegen zijn de banen, waarin zich de kometen bewegen, gewoonlijk zeer lang uitgerekte ellipsen, waardoor velen zich tot ver buiten de bekende grenzen van ons zonnestelsel verwijderen, dikwijls zelfs, om daarin nooit weer terug te keeren. Meteoorsteenen zijn stukken, die van kometen of andere hemellichamen afo-eslingerd zijn, en sommige kometen hebben zich zeTfs volkomen in „zwermen" van meteoorsteenen ot „meteorieten" opgelost. ' Dit zijn de kleinste hemellichaampjes. die wij kennen, in den regel wellicht niet grooter dan kiezelsteentjes, die zich onzichtbaar door de ruimte voortbewegen, en die wij niet te zien krijgen, voor zij de aarde zeer dicht zijn genaderd. Zij worden dan voor eenige oogenblikken zichtbaar, door de sterke wrijving bij het voortsnellen door onzen dampkring, waardoor zij tot witgloeihitte verhit worden en zii meestal reeds tot asch en damp herleid zijn, lan°* vóór zij de oppervlakte van de aarde bereiken. Hoewel een enkele maal wel eens een meteoorsteen deze vuurproef doorstaat, in min of meer vasten toestand op de aarde aankomt, en zich dan diep in den bodem vastgraaft, zoo levert toch de meerderheid van deze hemelsche bezoekers hoegenaamd geen gevaar voor ons op. Ieder, die slechts de moeite wil nemen, om op een helderen avond eenigen tijd den hemel te beschouwen, is zoo goed als zekei, dat hij daarvoor beloond zal worden met de waarneming van één of meer meteoorsteenen. Dit maakt dan den indruk, alsof plotseling één der sterren haar gewone plaats aan het hemelgewelf had verlaten en door de hemelruimte snelde, als spoor een lange lichtgevende streep achterlatend. Om deze reden zijn deze meteoorsteenen in het dagelyksch leven bekend onder den naam van „vallende sterren. HOOFDSTUK IV. Het zonnestelsel. In het Ie hoofdstuk hebben wij, een blik werpend op den sterrenhemel, de aarde insgelijks een ster genoemd en zij is dit ook inderdaad, als een onderdeel van de talrijke bevolking van den hemel. Doch in engeren zin is onze aarde geen vaste ster, die een bepaalde en onveranderlijke plaats aan den hemel inneemt, doch zij is een plan eet, een zoogenaamde „dwaalster," die zich, evenals een aantal andere van haar soortgenooten: degroote en kleine planeten, in bepaalde banen om de zon wentelen, terwijl de meeste van haar nog weer door wachters of satellieten begeleid worden, die zich, op hare beurt, weer om die hoofdplaneten bewegen. Zoo vormen dus al deze hemellichamen een welgeordend geheel, een geregelde maatschappij, waarin orde en regelmaat heerschen en die wij het „zonnestel s el" noemen. In het middelpunt daarvan troont onze schitterende zon, als een trotsche koningin, te midden van haar onderdanen: de planeten en hare manen, die zij verlicht en verwarmt en aan welke zij hare banen voorschrijft. Wij zullen dus thans eerst het zonnestelsel in het algemeen gaan beschouwen, om daarna uitvoeriger te spreken over de afzonderlijke hemellichamen, die ertoe behooren. Van welken vorm zijn nu al deze lichamen ? \an één en denzelfden vorm, die uitsluitend schijnt eigen te ziin aan al de vaste lichamen in de wereldruimte: den bolvorm. Elk van deze bolvormige lichamen wentelt rond, dat is: draait rond, zooals een tol Czie fig. 3) en die wenteling wordt gezegd, plaats te hebben „om een as." Daarmede wordt het volgende bedoeld: stel u een bal voor, door welken een breinaald juist door het middelpunt gestoken is en die dan, terwijl men, zooals in fig. 3, de breinaald steeds Fig 3. De aarde draait als een tol om een as. in dezelfde richting houdt, om deze laatste rondgedraaid wordt. Welnu: hetzelfde is met de aarde het geval. Terwijl zij haar jaarlijksche reis om de zon volbrengt, blijft zij voortdurend ronddraaien, alsof zij wentelt om een reusachtige breinaald, die door haar middelpunt, van de Noordpool naar de Zuid- Dool, gestoken is en die voortdurend naar hetzelfde punt van'den hemel blijft wijzen. Natuurlijk is er geen werkelijke stoffelijke as voorhanden, om deonverananderliike richting der omwenteling te regelen, evenmin als er feitelijke steunsels zijn, die de aarde zelf in de ruimte zwevende houden. De oorzaken, die deze evenwichtstoestanden der hemelbollen bepalen en die hun bewegingen regelen, zijn oneindig veel bewonderenswaardiger, dan welk mechanisch hulpmiddel ook. Tot dusver hebben wij nog niets gezegd omtrent de afmetingen van de leden van ons zonnestelsel. Bestaat er de een of andere normale maat, een algemeen model, naar hetwelk men ze kan beoordeelen ? Geen enkel! Zij verschillen ontzaglijk in grootte, zooals den lezer duidelijk zal worden uit fig. 4, op blz. 22, waarop de zon en de groote planeten, naar verhouding van haar betrekkelijke afmetingen, voorgesteld zijn. Zooals wij zien, is de zon verreweg het grootst; zij alleen is vele honderden malen grooter dan al de planeten met haar wachters te zamen, als zij tot één bol bij elkaar gekneed waren. Daarop volgt Ju pi ter en dan de overige planeten, in de volgorde harer afnemende grootten: Saturnus, Uranus, Neptunus, de aarde, Venus, Mars en Mercurius. Zeer veel kleiner nog dan laatstgenoemde zijn de planetoïeden, waarvan de grootste, Ceres, nog minder dan 800 K.M. in doorsnede is. Het is een opmerkelijk feit, dat juist de gordel der asteróieden de grensscheiding vormt tusschen de kleinere en de reusachtige van de gewone planeten. Het aanzienlijk verschil in de afmetingen tusschen de verschillende leden van het zonnestelsel blijkt ook uit de volgende tabel, waarop, in ronde cijfers, de middellijnen van de zon en de planeten in kilometers opgegeven zijn. Zon 1,380,000 Mercurius 4.843 Venus 12,037 de Aarde 12,756 Mars 6,781 De wonderen Fig. 4. Be betrekkelijke afmetingen van de zon en de groote planeten. de Gordel der planetoïeden. Jupiter 444,580 Saturnus 119,746 Uranus 59,510 Neptunus 55,334 Het schijnt niet mogelijk, uit deze cijfers eenigen algemeenen regel af te leiden, alleen kan opgemerkt worden, dat er een geregeld toenemen der grootte is van Mercurius tot de aarde en een overeenkomstige daling van Jupiter naar de buitenste planeten. Ware Mars grooter dan de aarde, dan kon met recht gezegd worden, dat de grootte der planeten toeneemt tot aan Jupiter en daarna weer afneemt. Yenus en de aarde verschillen slechts zeer weinig in grootte en konden best de tweelingzusters van de familie genoemd worden. Het volgende beeld, dat aan John Herschel, zoon van den grooten sterrenkundige, ontleend is, kan dienen, om ons nog beter de verhouding tusschen de afmetingen van de zon en de planeten voor te stellen. Denken wij ons de zon als een grooten bal van 60 centimeters middellijn, dan zou Mercurius niet grooter zijn dan een mosterdzaadje, Venus en de aarde zouden peperkorrels zijn, Mars een gierstkorrel de asteroïeden, het kleine grut van de familie, zou men zich moeten voorstellen als zeer kleine zandkorreltjes, Uranus als een groote morel, Neptunus zou een kleine abrikoos en Saturnus een klein mandarijntje, doch Jupiter zou de kroon spannen en een grooten oranjeappel voorstellen. Gaan wij nu verder de betrekkelijke afstanden na van de zon, dan zien wij, dat Ve nus ongeveer opeen tweemaal grooteren afstand wentelt dan Mercurius, de aarde bijna driemaal zoover als de laatste, en Mars ongeveer viermaal zoover. Op dit punt echter, waar wij een plotseling toenemen der grootte aan- troffen, vinden wij ook een plotselinge stijging der afstanden. Jupiter bijvoorbeeld beweegt zich op een 13-maal grooteren afstand dan Mercurius, Saturnus 25-maal zoover, Uranus 49-maal en Neptunus 77-maal zoover (zie fig. 2, bldz. 11 en het lijstje op bldz. 28). Men zal dus thans begrijpen, hoe ontzaglijk de omvang van het bekende zonnestelsel uitgebreid werd door de ontdekking van de buitentste planeten. De ontdekking van Uranus verdubbelde eenvoudig de geheele doorsnede van het stelsel, die van Neptunus maakte het nogmaals meer dan half zoo uitgestrekt. Niets kan inderdaad de beteekenis van deze groote ontdekkingen duidelijker in het licht stellen, dan een passer te nemen en op een groot blad papier de omtrekken der banen, ongeveer in de verhouding van de zooeven genoemde afstanden, als een reeks van concentrische cirkels te teekenen, en daarbij te bedenken, dat de baan van Saturnus nog tot in het jaar 1781 verondersteld werd, de uiterste grens van ons zonnestelsel te zijn. Wij hebben gezien, dat de gewone vorm van de hemellichamen die van een meer of minder zuiveren bol is. Doch welken vorm hebben nu hun loopbanen? Men meene niet, dat zij den zuiveren cirkelvorm hebben, zij zijn ovaalrond of, om wetenschappelijk te spreken, zijn het ellipsen. Doch haar graad van „ellipticiteit" is nog verschillend. Sommige loopbanen, zooals die van de aarde, verschillen slechts weinig van cirkels; andere, bijvoorbeeld die van Mars en Mercurius zijn merkbaar elliptisch. Doch verreweg het meest elliptisch van alle is de baan van de kleine planeet Eros, waarover wij later nog nader spreken. . De zon en de planeten blijven voortdurend in de genoemde wentelende beweging om hare as, met verschillende snelheid evenwel, die wij het best kunnen beoordeelen bij vergelijking met de snelheid, waarmede de aarde zelf om haar as wentelt. Doch vóór wij verder gaan: welke redenen hebben wij, om aan te nemen, dat de aarde werkelijk om een as wentelt? Als wij den hemel met aandacht beschouwen, dan merken wij op, dat de achtergrond van het hemelgewelf, met al de schitterende lichtjes, die daartegen fonkelen, in ongeveer 24 uren éénmaal om ons heen schijnt rond te wentelen, en dat de spil, rondom welke deze beweging plaats heeft, ergens uitkomt bij de plaats, waar zich de zoogenaamde „poolster" bevindt. Dit was één van de vroegste waarnemingen, die aan den hemel gedaan werden en voor de volken der oudheid had het dus den schijn, alsof de hemel, met al wat daarin is, voortdurend om de aarde wentelde. Die meening lag voor de hand, daar zij nog niet het minste begrip hadden van de onmetelijke afstanden der hemellichamen en zij waren dus geneigd, deze als betrekkelijk niet ver van de aarde verwijderd te beschouwen. En zoo duurde het nog vele eeuwen, vóór een meer aannemelijke voorstelling de overhand begon te krijgen, toen men zich ten slotte een juister denkbeeld begon te vormen van den peilloozen afgrond, die ons zelfs van het naastbijzijnde hemellichaam scheidt. Men zag toen in, dat de schijnbare beweging van den hemel ten opzichte van de aarde gemakkelijker en op bevredigender wijze kon verklaard worden, door de eenvoudige omwenteling van de vaste aarde om een onbeweeglijke as aan te nemen, die naar de poolster gericht was. Bovendien werd de waarschijnlijkheid van zulk een eigen omwenteling der aarde nog versterkt door de waarnemingen met kijkers. Toen de oppervlakten van de zon en de planeten daarmede nauwkeurig onderzocht werden, bleken deze hemellichamen in een rondwentelende beweging te verkeeren en daaruit kon men veilig besluiten, dat de aarde insgelijks een draaiende beweging moest hebben; vooral omdat daardoor de dagelijksche beweging van den hemel op zulk een eenvoudige wijze kon verklaard worden en men niet gedwongen werd tot de onbegrijpelijke veronderstelling, dat het geheele onmetelijke hemelgewelf, in den tijd van 24 uren, dus met een razende snelheid, om de nietige aarde zou moeten wentelen. Alleen reeds de daartoe vereischte omwentelingssnelheid maakte zulk een voorstelling volkomen ongerijmd, want bij de latere ontwikkeling der sterrenkunde bleek ontwijfelbaar, dat zulke snelheden zelfs in strijd zouden zijn met alle wetten der mechanica. Wij weten toch. dat de zon een lichaam is met een volume, dat 1,280,000 maal grooter is dan de aarde en dat haar afstand van de aarde niet minder dan 149 millioen K.M. bedraagt. Om in den tijd van 24 uren om de aarde heen te wentelen, zou zij dus door het wereldruim moeten vliegen met de duizelingwekkende snelheid van 9000 K.M. in de sekonde of 38.720.000 K.M. per uur. Dat zulk een reuzenbal, met die ontzettende snelheid, zich zou wentelen om het nietige stipje, dat wij „aarde" noemen, is niet slechts onaannemelijk, doch ook in strijd met de wetten der natuur — en dus onmogelijk. Bovendien moet die aswenteling ook reeds worden aangenomen uit het oogpunt der overeenkomstige verschijnselen bij de zon en alle planeten. Als men de zon geregeld door een kijker waarneemt, dan kan men, na eenigen tijd, de zonnevlekken zich langzamerhand over haar oppervlakte zien verplaatsen, zoodat zij aan den éénen kant verdwijnen en aan de andere zijde weer te voorschijn komen en daaruit verder afleiden, dat de zon zich om een as rondwentelt in den tijd van ongeveer 26 dagen. Eveneens bewijst de beweging van verschillende welbekende merkteekens op de oppervlakten der planeten Mars, Jupiter en Sa turn us, dat ook zij rondwentelen in perioden, die voor de eerste ongeveer 24 uren en voor elk der beide andere ongeveer 10 uren bedragen. Ten opzichte van Uranas en Neptunus echter bestaat hieromtrent meer onzekerheid, daar deze planeten zoover van ons verwijderd zijn, dat zelfs de beste kijkers slechts een onduidelijk beeld van hare merkteekens verschaffen ; het schijnt evenwel, dat voor haar een om wentelingstijd van 10 tot 12 uren aangenomen moet worden. Aan den anderen kant wordt de waarneming van Mercurius en Venus weer belemmerd door den zoo nabijzijnden schitterenden gloed van de zon. De oude waarnemers, door middel van kijkers, namen aan, dat de omwentelingstijd van deze beide planeten ongeveer dezelfde was als die van de aarde; doch in de laatste jaren heeft de meening veld gewonnen, dat zij nauwkeurig in denzelfden tijd om hare as wentelen, als om de zon. Dit vraagstuk is echter nog van zeer twijfelachtigen aard en daarop komen wij later nog terug; doch zonder daarop thans verder in te gaan, mogen wij, volgens het bovenstaande, aannemen, dat de omwentelingstijd van de overige planeten van ons zonnestelsel gewoonlijk ongeveer 24 uren of minder bedraagt. Dat de omwentelingsperiode van de zon verscheidene dagen duurt, kan ons, hare ontzaglijke grootte in aanmerking nemende, niet zeer verwonderen. Thans zullen wij overgaan tot het bespreken van de tijdruimten, die de verschillende planeten gebruiken, om zich om de zon te bewegen, de zoogenaamde „omloopstijden." Ook hier is het weer het gemakkelijkst, als wij den omloopstijd der aarde tot maatstaf nemen, ter vergelijking met de andere planeten. De aarde heeft ongeveer 365'/4 dagen noodig, om haar omloop om de zon te volbrengen. Deze tijdruimte noemen wij een „jaar." De volgende tabel geeft vooreerst de gemiddelde afstanden van de zon, in millioenen kilometers, aan en in de tweede plaats de omloopstijden, uitgedrukt in aardsche dagen en jaren: Planeten. Afstanden. Omloopstijden. (in millioenen K.M.) (ongeveer;. Mercurius . . . 57,8. . . 88 dagen Venus 108,1. . . 224,7^ „ Aarde 149,5. . . 365.25 „ Mars 226 .. . 1 jaar 321 „ Jupiter .... 777 .. . 11 jaren 315 „ Saturnus. . . . 1418 ... 29 „ 167 „ Uranus .... 2851 ... 84 „ 7 „ Neptunus . . . 4493 . . . 164 „ 285 „ Uit deze cijfers kunnen wij het gewichtige besluit trekken, dat een planeet zich des te sneller om de zon beweegt, hoe geringer haar afstand van deze is. Hoe lang zou verder een Uranisch of Neptunisch „jaar" duren, vergeleken met een jaar op de aarde? Als bijvoorbeeld een „jaar" op Neptunus ongeveer begonnen ware aan het einde van het tweede stadhouderloos tijdvak van de republiek der Vereenigde Nederlanden (1747), dan zou het eerst nu ten einde „spoeden," want de planeet keert eerst thans bijna weer terug in haar sland ten opzichte van de zon, dien zij destijds innam. Uranus heeft nog slechts iets meer dan 1 % van haar „jaren" volbracht, sinds zij door Herschel ontdekt werd (1781). Zoo heeft men ook berekend, dat op Neptunus een kind op den aanvalligen leeftijd van 490 onzer jaren nog in de handen eener Neptunische min zou zijn en dat een jongeling op die planeet zijn eerste huwelijksaanzoek zou doen op den eerbiedwaardigen leeftijd van 3787 onzer jaren! Nu wij weten, dat al de planeten om de zon wentelen, doet zich nog een andere vraag aan ons voor, namelijk: welke ligging nemen hare banen ten opzichte van elkaar in? Daartoe willen wij ons de verschillende loopbanen der planeten, voor een oogenblik, voorstellen als hoepels van verschillende grootte, die binnen elkaar zijn geplaatst, terwijl een kleine bal, in hun gemeenschappelijk middelpunt, de plaats van de zon inneemt. In welken stand zullen wij dan die hoepels moeten plaatsen, om zoo getrouw mogelijk den waren stand van zaken weer te geven? In de eerste plaats willen wij aannemen, dat de geheele inrichting, bal en hoepels, zich, om zoo te zeggen, op één en hetzelfde „niveau" bevindt. Dit zou gemakkelijk verwezenlijkt kunnen worden, door ons de hoepels, den eenen om den anderen heen, met den bal in het midden van allen, voor te stellen als op de oppervlakte van een stilstaand water te drijven. Zulk een stel voorwerpen zou zich dan, om in de taal der sterrenkundigen te spreken, ,,i n h e t z elfd e vlak" bevinden. Zoo eenvoudig is de zaak echter bij de planeten niet. Nemen wij nu eens aan, dat eenige dezer drijvende hoepels, ten opzichte van hun overzijde, aan de ééne zijde een weinig uit het water opgetild worden, zoodat de ééne helft van de hoepels een weinig boven het water uitkomt en dus de andere helft een weinig daaronder gedompeld is en wel in nog eenigszins verschillenden graad, dan hebben wij daarin een beeld van den werkelijken stand van zaken bij de loopbanen der planeten. Deze liggen dus volstrekt niet alle in hetzelfde vlak. Elk van haar omwentelingsvlakken is een weinig opgetild, of hellend, met betrekking tot het vlak der loopbaan van de aarde, dat de sterrenkundigen, eenvoudigheidshalve, als het normale „niveau" van het zonnestelsel aannemen, dus als den hoepel, die op het watervlak is blijven liggen. Deze „helling" van de loopbanen is, bi] de grootere planeten, het grootst voor de baan van Mercurius, het kleinst voor die van Uranus. De loopbaan van Mercurius maakt met die van de aarde een hoek van ongeveer 7 graden, dit is dus hare helling; die van Venus vormt een helling van iets meer dan 3°, die van SaturnusS1/.", terwijl voor de banen van Mars, Neptunus en Jupiter de helling minder dan 2° bedraagt. Doch de grootste helling van allen heeft de loopbaan van het miniatuurplaneetje Eros, namelijk ongeveer 11°. Wij zagen reeds, dat de meeste planeten door satellieten of wachters begeleid worden, waarmede zij, als 't ware, zonnestelsels in het klein vormen, zoodat de voorgaande beschouwingen in hoofdzaak ook daarop toepasselijk zijn. Alleen bedenke men daarbij, dat de wachters of manen niet om een lichtgevende zon wentelen, doch om een planeet, die op zich zelf geen licht verspreidt, doch zelf haar licht van de zon ontvangt en dit naar ons oog terugkaatst. Doch overigens is de overeenkomst zeer opmerkelijk; ook de wachters zijn ongeveer bolvormig, verschillen aanzienlijk in grootte, draaien, voor zoover wij weten, in verschillende tijden om haar as en wentelen bovendien om haar hoofdplaneten. Hare loopbanen zijn echter niet ongeveer cirkelvormig, doch elliptisch en liggen niet altijd in hetzelfde vlak, terwijl de bewegingssnelheid rechtstreeks is te vergelijken met die der planeten om de zon; zij is deste grooter, hoe geringer de afstand van den wachter tot de hoofdplaneet is. HOOFDSTUK V. Beweging en evenwicht aan den hemel. Hoe geheimzinnig en raadselachtig is voor den oningewijde het eeuwige wonder van de, sinds een oneindig ver verleden en tot in een onberekenbare toekomst voortdurende, bewegingen der hemellichamen, van de wonderbare krachten, waardoor deze, op onmetelijke afstanden geplaatst, elkaar in evenwicht houden en eikaars bewegingen beheerschen en in bepaalde banen leiden! En toch zijn hier geen andere algemeene natuurkrachten werkzaam dan die, welke wij in onze dagelijksche omgeving waarnemen en waardoor bijvoorbeeld een steen naar de aarde valt of het rondslingeren van een werpsteen aan een touw bepaald wordt. Om ons echter van die bewegingen een duidelijke voorstelling te vormen, dienen wij vooraf bekend te zijn met de begrippen: volume, massa en dichtheid. Het volume is de ruimte, die een lichaam inneemt, de massa is de hoeveelheid stof, in dat volume bevat en welke afhangt van haar betrekkelijke dichtheid, dat is: van de hoeveelheid stof, die op de éénheid van volume aanwezig is en waarvoor de dichtheid van water als éénheid aangenomen wordt. Want hoe meer stofdeeltjes er in dezelfde ruimte voorhanden zijn, hoe dichter deze dus op elkaar gehoopt zijn, des te grooter is de dichtheid. Daaruit volgt, dat de massa van een lichaam des te grooter zal zijn, hoe grooter zijn volume en zijn dichtheid is. Over het volume van de zon en de planeten hebben wij reeds opbldz. 21 en 23 en bij fig. 4 gesproken, want volume is slechts een ander woord voor „grootte en wij zagen, dat de volgorde daarvan, beginnende met het grootste lichaam van ons zonnestelsel, is: de zon, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, de aarde, Venus, Mars en Mercurius. En nu is het opmerkelijk, dat dezelfde volgorde ook geldt voor hare massa's, doch dat de dichtheid zeer verschillend is. De grootste dichtheid van alle planeten heeft de aarde; bij haar zijn dus de stofdeeltjes, als 't ware, het dichtst in elkaar geperst, want zij is ongeveer 51/2 maal zoo dicht, als wanneer zij geheel uit water bestond en men zegt dus, dat de dichtheid van de aarde 5'/»bedraagt. Daarop volgt Venus, dan Mars en eindelijk Mercurius. De overige planeten hebben daarentegen, om zoo te zeggen, een zeer losse struktuur. Saturnus heelt van allen de geringste dichtheid, nog minder dan water. De dichtheid van de zon is iets grooter dan die van water. . Natuurlijk wordt hierbij steeds de gemiddelde dichtheid van de hemellichamen bedoeld, daa,r sommige deelen, namelijk die dicht bij het middelpunt ziin oelegen, een veel grootere dichtheid hebben, terwijl die van de buitenzijde veel minder dicht zijn, daar zij veel minder samengedrukt zijn dan in de nabijheid van het middelpunt. En zoo is het ook met de planeten, dus ook met de aarde. Wij komen nu tot een zeer gewichtig punt, namelijk tot de beschouwing van de algemeene aantrekkingskracht ol gravitatie, op de aaide „zwaartekracht" genoemd, want dit is de aantrekkende kracht waardoor bijvoorbeeld voorwerpen naar de aarde vallen. Hoe weten wij echter, dat de lichamen niet uit zich zelf, doch door den invloed van een kracht naar beneden vallen? Men verhaalt, dat de grootels aak Newton er toe kwam, om over dit onderwerp na te denken, toen hij een appel van een boom op de aarde zag vallen. Hij ging toen verder met zijn gedachtengang; en, door de studie van de bewegingen der maan, kwam hij tot het besluit, dat een lichaam, zelfs zoover verwijderd als onze wachter, op dezelfde wijze naar de aarde moet aangetrokken worden als de appel. Als dit zoo is, dan zal men natuurlijk vragen, waarom dan de maan niet insgelijks op de aarde valt? Het antwoord is, dat de maan, met een bepaalde snelheid, om de aarde heenwentelt, en dat het juist die snelle omloop is, welke haar belet op ons te vallen. Ieder kan dit eenvoudige feit zelf proefondervindelijk bewijzen. Als wij een steen vastbinden aan het uiteinde van een touw, en wij doen dit, met een voldoende snelheid, rondslingeren, terwijl wij het andere uiteinde in de hand houden, dan zal men een sterke spanning van het touw, door een naar buiten gerichte trekkracht van den steen, waarnemen, en het touw zal voortdurend gespannen blijven, zoolang de steen rondslingert. Wordt echter de snelheid van het ronddraaien van den steen langzamerhand verminderd, dan zal het touw ten slotte niet meer gespannen blijven, doch verslappen, en de steen zal naar onze hand terugvallen. Er schijnen dus twee oorzaken te zijn, die den steen, gedurende den geheelen tijd, dat hij bestendig rondslingert, op een geregelden afstand doen blij ven. De ééne is de voortdurende spankracht naar het middelpunt, in de richting van onze hand, door middel van het touw. De andere is de voortdurende, van ons afgerichte, spankracht, als gevolg van de snelheid, waarmede de steen zich voortbeweegt. Als de snelheid van ronddraaien zoo geregeld wordt, 3 dat deze beide krachten elkaar nauwkeurig in evenwicht houden, dan wentelt de steen regelmatig en gemakkelijk in een cirkel rond en vertoont hij geen neiging, noch om naar onze hand terug te vallen, noch om het touw te breken en m de lucht weg te vliegen. . , , Volkomen op dezelfde wijze nu is de beweging van de maan om de aarde geregeld. De voortdurende aantrekkende werking van de zwaartekracht der der aarde vervult de rol van het touw; de snelheid van de oorspronkelijke beweging der maan houclt daarmede evenwicht. Als de maan zich langzamer om de aarde wentelde dan zij feitelijk doet, zou zij trachten op de aarde terug te vallen: bewoog zij zich daarentegen sneller, dan zou zij trachten in de heme - ruimte weg te vliegen. Dezelfde soort van aantrekkende werking, die de aarde op de voorwerpen aan hare oppervlakte of op haar wachter, de maan, uitoefent, bestaat ook, voor zoover wij kunnen nagaan, door de gehee e wereldruimte. Trouwens: elk stofdeeltje in het heelal bliikt feitelijk elk ander stofdeeltje aan te trekken en die aantrekkende werking is wederkeerig. Zoo trekt biivoorbeeld de maan evengoed de aarde aan als omgekeerd, maar de aantrekking der aarde heeft de overhand, wegens haar grootere massa. Deze zwaartekracht, algemeene aantrekkingskracht of gravitatie, zooals men haar noemt, is nauwkeurig in haar werking geregeld. Deze hangt in de eerste plaats geheel en al af van de massa van het lichaam, dat de aantrekking uitoefent, en daar de beide lichamen elkaar steeds wederkeerig aantrekken, isce aantrekkende kracht evenredig met het product van beider massa's. Zoo strekt zich, bijvoorbeeld, de aantrekkende werking va.n de zon uit op ontzaglijke afstanden, want zij regelt waarschijnlijk nog de bewegingen van onzichtbare planeten, die om haar wentelen, nog ver buiten de baan van Neptunus. In de tweede plaats hangt de kracht, waarmede de gravitatie werkt, van den onderlingen afstand der beide aantrekkende lichamen af en wel in een, met dien afstand, geregeld afnemende verhouding. Derhalve wordt een voorwerp des te sterker door de aarde aangetrokken, hoe dichter het zich daarbij bevindt; hoe verder het verwijderd is, des te zwakker is de aantrekking. Als dus de maan eens dichter bij de aarde geplaatst werd, dan zou de aantrekkende kracht van de laatste zooveel sterker worden, dat de snelheid van beweging der maan insgelijks in voldoende mate zou moeten toenemen, om te beletten, dat zij op de aarde viel. En de grootte van de aantrekkingskracht neemt zelfs zeer snel af met het toenemen van den afstand, want haar werking is omgekeerd evenredig met het vierkant van den afstand, zoodat een lichaam, dat zich op een tweemaalgrooteren afstand bevindt, viermaal minder sterk, op 3 maal grooteren afstand 9 maal minder sterk wordt aangetrokken enz. Ten slotte nog dit: het punt in een lichaam, vanwaar de aantrekking der zwaartekracht uitgaat, is niet noodzakelijk het middelpunt van het lichaam, doch het zoogenaamde „zwaartepunt," dat is: het punt, waarin men zich al de aantrekkingskrachten, die op de gezamenlijke stofdeeltjes van het lichaam werken of die van deze uitgaan, vereenigd kan denken. De, met orde en regelmaat, in evenwicht gehouden bewegingen van de planeten om de zon, en van de satellieten om haar bijbehoorende hoofdplaneten, zijn, zooals uit het voorgaande blijkt, het gevolg van een nauwkeurig evenwicht tusschen de werkingvan de algemeene aantrekkingskracht en van de snelheid van beweging. De massa van de aarde is berekend, ongeveer 80 maal die van de maan te zijn. Men leert de massa van een planeet kennen, door de omwentelingen van haar wachter of wachters te vergelijken met die van de maan om de aarde, want wij zagen, dat me omwenteling, als gevolg van de aantrekkingskracht, evenredig is met de massa's der aantrekkende lichamen. Wii zijn dus in staat, om daaruit af te leiden, welke de massa van de een of andere planeet zou zijn, vergeleken met de massa der aarde. Zoo heett bijvoorbeeld het onderzoek van het stel wachters van Jupiter geleerd, dat deze planeet een massa moet hebben, die ongeveer 318 malen grooter is dan die van de aarde. Op dergelijke wijze kunnen wij de massa van de zon afleiden uit de bewegingen van de planeten en andere lichamen, die om haar wen- te|en. . Ten opzichte van Venus en Mercurius echter is dit vraagstuk veel moeilijker op te lossen, daar deze planeten geen wachters hebben. Voor de bepaling der massa's in dit geval, moeten wij ons behelpen met sommige minder positieve verschijnselen, zooals de zwakke storingen, die in de beweging der aarde veroorzaakt worden door de aantrekking van deze planeten, als zij op haar geringsten atstand aan haar voorbijgaan of door de waarneming van haar invloed op de bewegingen van sommige kometen, die haar op geringen afstand voorbijgaan. Uit het voorgaande volgt dus, dat de zwaartekracht aan de oppervlakte der planeten en de zon zeer verschillend moet zijn, daar zij afhangt, zoowel van hare massa, als van den afstand van haar oppervlakte tot het zwaartepunt, dat in den regel ongeveer het middelpunt zal zijn. Zoo is de massa van de zon 324.000 malen grooter dan die van de aarde en zii zou dus een voorwerp op hare oppervlakte ook zoovele malen sterker aantrekken, als het zich evenver van het middelpunt bevond als op onze planeet. Doch de straal van de zon, dat is: de afstand van hare oppervlakte tot haar middelpunt, is 108 malen grooter dan die van de aarde en daardoor wordt dus haar aantrekkende kracht, die omgekeerd evenredig is met de vierkanten van de afstanden, 1082 of 108 x 108 maal kleiner, zoodat de voorwerpen , , , 324.000 op de zon slechts —jQgr- — 27 malen sterker aangetrokken worden dan op de aarde. Dit woordje „slechts" wordt hier echter slechts bij wijze van spreken gebezigd, want die kracht is toch in elk geval nog ontzettend groot, daar een gewicht van 1 kilogram, zoo bet van de aarde naar de zon werd overgebracht, aldaar een gewicht zou hebben van 27 K.G. en iemand van gemiddeld gewicht zou op de zon bijna 2000 K.G. wegen. Niet slechts zou hij buiten staat zijn, om aldaar zijn eigen reuzengewicht mee te sleepen, doch hij zou bovendien tot allerfijnste deeltjes platgedrukt worden, als ware hij in een vijzel fijngestampt. Welk een geweldige aantrekkingskracht moet de zon dus ook op de planeten uitoefenen; zij alleen weegt 700 malen meer dan alle planeten met hare wachters en de kometen, die tot haar gebied behooren, te zamen! Die verbazende kracht van de zon regelt niet slechts de bewegingen van het geheele stelsel, doch zij houdt het ook in evenwicht, evenals zooeven de hand, die den ste&n in het rond slingerde. Daarentegen is de zwaartekracht van de aarde weer ongeveer zes maal zoo groot als die aan de oppervlakte der maan, met andere woorden: alle lichamen wegen op de aarde zesmaal zooveel als op de maan en men ziet hieruit dus dat, als een lichaam, met een gegeven massa, beurtelings van de ééne planeet of wachter naar de andere overgebracht werd, zijn gewicht telkens zou gewijzigd worden, naar gelang van de zwaartekracht op elke plïe Zwaartekracht is inderdaad één van de grootste mysteries der natuur. "Wat zij eigenlijk is, hoe en door welke middelen zij werkt of waardoor zulk een kracht kan bestaan, dat zijn vragen, waarop wij zelfs in de verste verte geen antwoord kunnen geven. Doch haar werking door de wereldruimte schijnt oogenblikkelijk te zijn. De onderzoekingen van Newton leerden, dat, als een zeker lichaam zich ergens in de ruimte, in den toestand van rust en volkomen onafhankelijk van de aantrekking van eenig ander lichaam, bevond, het te allen tijde in dien onbeweeglijken toestand zou blijven, daar het duidelijk is, dat er dan geen enkele reden zou zijn, waarom het zich eerder in de eene richting zou bewegen dan in de andere, kn, omgekeerd, als een lichaam in een zekere richting en met een zekere snelheid weggeslingerd werd in de ruimte en het niet onder den invloed kwam van de aantrekkende werking van eenig ander lichaam, dan zou het tot in het oneindige, in dezelfde richting en met dezelfde snelheid, blijven voortbewegen. In weerwil van het feit, dat de juistheid en de ver strekkende beteekenis van de wetten der zwaartekracht onomstootelijk vastgesteld zijn — want wij vinden voorbeelden van hare uitwerking m elk onderdeel van het heelal — zoo bestaan er toch ook enkele geringere bewegingen in de wereldruimte, waarvan wij ons geen rekenschap kunnen geven. Zoo zijn er, bij voorbeeld geringe onregelmatigheden in de beweging van Mercurius, die niet kunnen verklaard wordendoor den invloed van, mogelijk bestaande, intra-Mercuriale planeten, en even zoo zijn er eeniige zwakke afwijkingen in de beweging van onze buurvrouw, de maan, waarvan wij de verklaring niet kennen. HOOFDSTUK VI. De afstanden aan den hemel. Het heelal kent geen grenzen, zoomin in het groote, als in het kleine. Heeft de mikroskoop ons, bij de toenemende volmaking van dit instrument, steeds weer nieuwe geheimen onthuld uit de wereld van het kleine, zoo worden aan den anderen kant, bij elke verbetering in de methoden der astronomische waarnemingen, ook de grenzen van het hemelgewelf voor onzen blik steeds meer uitgebreid. In het voorgaande gaven wij nog slechts een algemeen overzicht van het zonnestelsel, dat wij, om zoo te zeggen, nog alleen uit de „vogelvlucht" hebben gezien, zoodat wij van de afstanden der planeten onderling en van de zon, slechts in betrekkei ij ken zin hebben gesproken. Als wij er nu echter toe overgaan, de werkelijke afstanden der hemellichamen te onderzoeken en wij ons dan niet meer bepalen tot ons eigenlijke zonnestelsel, doch ook tot ver daarbuiten doordringen, dan dienen wij elk denkbeeld van onze aardsche afmetingen te laten varen. "Wij zijn dan verplicht, ons te wapenen met een geheel anderen maatstaf, dan bij het afleggen van een zekeren weg op aarde, waar een wandeling van eenige tientallen kilometers een krachttoer voor ons is en zelfs de vlugste sneltrein het niet veel verder brengt dan tot ruim 100 kilometers per uur. Voor het afleggen der geweldige afstanden aan den hemel zou zelfs dit laatste nog minder beteekenen dan een „slakkengang." "Was er op de lijst van de middellijnen der planeten op bldz. 21 en 23, die ons reeds zoo reusachtig toeschenen, nog slechts sprake van eenige duizenden en haalt alleen de zon ruim één milhoen kilometers, zoo vinden wij in de tabel van bldz. 28, voor de gemiddelde afstanden der planeten van de zon, reeds uitsluitend opgaven in millioenen kilometers. In het dagelij ksch leven kunnen wij ons, in den geest, reeds moeilijk een duidelijke voorstelling vormen van enkele duizenden K.M., doch geheel onmogelijk wordt zulks, als het cijfer in de millioenen loopt In dit geval moeten wij onze toevlucht nemen tot de vergelijking met bekende gegevens en daartoe kan bijvoorbeeld als maatstaf genomen worden de weg, dien een sneltrein in een uur aflegt, zijnde ongeveer 100 K.M. Een rondreis om den aequator der aarde, die ongeveer 40.000 K.M. meet, met dezen sneltrein, die verondersteld wordt nergens te stoppen, zou omstreeks 17 dagen duren, de rondreis om de zon reeds meer dan 5 iaren. Doch nu zenden wij dezen trein naar de maan, die op 384.000 K.M. van ons verwijderd is dus op een afstand, die bijna tienmaal grooter is' dan de omtrek van den aequator der aarde, zoodat voor die reis reeds bijna 170 dagen zouden noodig ziin De reis verder voortzettende naar de zon, wier afstand reeds 149,5 millioen K.M. bedraagt zou onze sneltrein daar eerst aankomen na ongeveer 170 jaien. Wil hebben dus nu een voorstelling van de gemiddelde lengte van den straal der aardbaan om de zon _ gemiddeld: omdat de banen der planeten öeen zuivere cirkels, doch ellipsen zijn — en wij kunnen daarvan nu, als maat, gebruik maken vooi nog grootere afstanden. Vooraf kan men zich wel- licht nog een duidelijker beeld vormen van dien straal, als men verneemt, dat een kanonskogel, van de aarde afgeschoten en met zijn aanvankelijke snelheid voortgaande, jarenlang zou noodig hebben om de zon te bereiken. En welk een kleinigheid is dit nog, vergeleken met de afstanden der buitenste planeten van de zon. De reis per sneltrein van de zon naar Neptunus, dat is: naar de uiterste grens van ons zonnestelsel, zou niet minder dan 5000 jaren duren. Wij, nietige aardbewoners, duizelen reeds, als zulk een „bliksemtrein" ons voorbijvliegt, maar hoe ontzettend moeten de afstanden dan reeds in de betrekkelijk kleine ruimte van ons zonnestelsel zijn, als wij bedenken, dat zulk een trein, onophoudelijk voortsnellend, een tijdperk van 10000 jaren zou noodig hebben, om de geheele breedte van ons zonnestelsel te doorloopen. Die tijdruimte ligt verder achter ons dan de allereerste schemering der historie, en als de sneltrein vertrokken was tijdens den bouw der Egyptische pyramiden, dan zou hij op dit oogenblik eerst de helft van dien weg hebben afgelegd en in den tusschentijd waren een half dozijn machtige wereldrijken gekomen en gegaan. En daarbij staan wij dan eigenlijk nog slechts aan het begin van onze wereldreis. Buiten ons engere zonnestelsel liggen weer geheel andere, nog oneindig veel verder verwijderde werelden, namelijk de rijken der zoogenaamde „vaste sterren", welke als ontelbare edelgesteenten aan den avondhemel flonkeren en die toch zelf ook weer lichtgevende zonnen en waarschijnlijk middelpunten van zonnestelsels zijn. Welnu: voor een bezoek aan die schitterende tooverwereld schiet onze bliksemtrein ten eenenmale te kort; wij staan hier tegenover afstanden, waarbij de reeds genoemde volkomen in het niet verzinken. Konden wij voor de middellijnen der planeten volstaan met duizendtallen van kilometers en moesten wij, bij het meten van hare banen om de zon, reeds tot millioenen onze toevlucht nemen, zoo is er, bij de afstanden van onze zon tot de sterren, de overige zonnen van het heelal, nog slechts sprake van billioenen kilometers. Men stelle zich zulke cijfers eens goed voor, iets wat niet zoo eenvoudig is, al glijdt het woordje „billioen" ons ook even gemakkelijk over de tong als „millioen." Wat is een millioen? duizend maal duizend. En een billioen : Millioen malen een millioen. Dat beteekent dus een millioen, waarvan elke éénheid, dus elk afzonderlijk cijfer '1, opnieuw en zelf een millioen is. Men kan zich dit reusachtige cijfer eenigszins op de volgende wijze voorstellen: een millioen sekonden vormen slechts HVs etmalen; doch een billioen sekonden staat gelijk met 30000 jaren! Bij zulke geweldige afstanden kan dus de maatstat van onzen bliksemtrein in het geheel geen dienst meer doen. En die afstanden van de vaste sterren van onze aarde, die schijnbaar het middelpunt vormt van den reusachtigen hemelkoepel, aan welks binnenzijde de gloeilampjes der vaste sterren vastgespijkerd schijnen, zijn bovendien nog zeer verschillend. Voor de minst ver verwijderde maakt men, als maat, gebruik van den straal der aardbaan om de zon, die zelf reeds zulk een respektabele lengte heeft. De afstand van de naastbij zijnde vaste ster, namelijk de ster « uit het beeld Centaurus, en dus « Centaun genoemd, bedraagt reeds 220.000 van die aardbaanstralen, doch voor de schitterendester Sirius stijgt dit getal reeds tot over het millioen en voor C a p e 11 a tot 4Vs millioen. Voor de nog verder verwijderde sterren wordt echter zelfs d?e maat weer te klein; men maakt daartoe gebruik van de snelheid der aarde in haar baan om de zon. Die snelheid is inderdaad ontzaglij groot en de snelste „bliksemtrein op de aarde gaat, daarmede vergeleken, een waren slakkengang. Immers: al bedraagt de snelheid van dien trein het kolossale cijfer van 120 K.M. per uur, dan legt hij toch nog nauwelijks 30 meters in de sekonde af en zou hij 50 millioen jaren behoeven, om de genoemde ster a Centauri te bereiken. Daarentegen vliegt de aarde in haar baan rond met een snelheid van 30 K.M. in de sekonde, dat is dus nog 1000 malen sneller dan de snelste trein. Laat ons dus nu van de, in haar baan voortsnellende, aarde zelf als bliksemtrein gebruik maken, om een reis door het wereldruim te ondernemen. Reeds betrekkelijk spoedig, na verloop van een jaar, komen wij aan ons eerste station: Jupiter, en na minstens 5 jaren zijn wij bij Neptunus, de buitenste grens van ons zonnestelsel, aangeland. Doch als wij nu van ditzelfde, uiterst snelle vervoermiddel gebruik maken om naar Sirius te reizen, dan zouden wij, als wij op den jongsten Nieuwjaarsdag vertrokken waren, het einddoel van onze reis bereikt hebben op den len Januari van het jaar 88208 van onze jaartelling, dus na een \oorspoedige reis van 863 eeuwen en dat met een reisgelegenheid, die 1000 maal sneller is dan onze snelste bliksemtreinen. En dan wete men, dat Sirius, die zich zelfs aan het bloote oog voordoet als een schitterende ster van de le grootte, niet eens behoort tot de verst verwijderde vaste sterren, doch dat er andere zijn, minstens even groot en helder als Sirius, en die men toch slechts met de sterkste kijkers kan onderscheiden. De lezer meent wellicht, dat wij nu wel de uiterste grens van het heelal bereikt hebben. Doch dat is nog op verre na niet het geval. Bij de beoordeeling echter van de afstanden dier nog verder verwijderde sterren en nevelvlekken, is zelfs de snelheid van de aarde in haar baan, dus van dien bliksemtrein met duizendvoudige vaart, nog veel te gering. Om zulke afstanden te meten, heeft men een nog doeltreffender hulpmiddel bedacht: men vergelijkt ze met den weg dien het licht in een bepaald tijdsverloop afleU. De snelheid van het licht is inderdaad duizelingwekkend; het legt, in een rond tij drukt, in één sekonde een weg af van oOO.UUU K.M. en het zou slechts l'k sekonde noodig hebben, om van de maan en 8 minuten om van de zon tot ons te komen. , , Nu verspreidt zich het licht van de zon naai Neptunus in ongeveer 4 uren, hetgeen das zooveel wil zeggen, dat het in den tijd van 8 uren de gansche ontzaglijke breedte van het, ons bekende, zonnestelsel, van het begin tot het eind, zou doorloopen. In een o-eheel jaar legt het licht den geweldigen afstand van 9500 milliarden K. M. af en toch zou het reeds ongeveer 4'/4 van die „lichtjaren" de maat, waarin de sterrenkundigen die onmeetbare afstanden uitdrukken — noodig hebben, om de genoemde, naastbij zijnde vaste ster « Oentauri te bereiken. He licht van die ster, dat ons oog 's avonds aan den hemel waarneemt, is dus reeds 4*/4 j&ar ou(^ W1J zien de ster in den toestand, zooals ze vóór 4'/4 jaren was. Doch ook die afstand is een betrekkelijke kleinigheid aan den hemel. Er zijn sterren en nevelvlekken, die slechts door de sterkste kijkers waar te nemen zijn en wier licht niet minder dan 10000 jaren noodig heeft, om ons oog te bereiken. Een bliksemtrein die zich met de snelheid des lichts voortbewoog en die reeds in Noach's tijd van zulk een ster naar de aarde vertrokken was, zou zich thans nog slechts op het station „Halfweg" van zijn wereldreis bevinden. En gesteld, dat zulk een ster op het ooaenblik eens plotseling uit het heelal weggevaagd of haar licht voor goed uitgedoofd werd, dan zou zij, in weerwil daarvan, toch aan den hemel blijven schitteren en nog gedurende 10000 jaren voor ons zichtbaai zijn, want de lichtstralen, die op den dag van heden voor het laatst afgezonden waren, zouden hun tocht naar de aarde ongestoord voortzetten en ons eerst Fig. 5. De melkweg van het noordelijk halfrond, met de, yoorhet bloote oog zichtbare, sterren. na het genoemde tijdsverloop bereiken. Als wij op dit oogenblik eens een plotselinge wijziging in het licht van zulk een ver verwijderde ster opmerkten, dan is het zeer goed mogelijk, dat die feitelijk reeds heeft plaats gehad in de dagen van K ar el d en G r o o te of van keizer Augustus of wellicht zelfs ondei het bouwen der Egyptische pyramiden: wij weten heEn1('nog veel meer duizelt het ons, als wij vernemen, dat ook de heerlijke Melkweg, die eiken avond als een melkwitte reuzenboog met wonderbaren' glans, over den ganschen hemel gespannen wordt en waarvan wij in fig. 5 het noordelijk halfrond, alleen met de sterren, die voor het blooteooo zichtbaar zijn, afgebeeld zien — in sterke kijkers of op de fotografische plaat ten slotte opgelost wordt 1U OnzfT k'w^e g — want wij bevinden ons ongeveerinhet middelpunt van dit schijnbaar lensvormige sterrenstelsel — is van zoo reusachtige afmetingen dat men zijn doorsnede schat op niet minder dan' '20000 „lichtjaren". En dan te weten, dat er nog vele andere melkwegstelsels bestaan en dathe licht van het naastbijzijnde daarvan 100 millioen jaren noodig zou hebben, om vandaar tot ons te komen, zoodat er "een kans bestaat, dat ooit eenig o „ Tr menschheTd op de aarde een lichtstraal uit deze onpeilbare diepten van het heelal zal opvangen. Waarlijk: voor zulke afstanden schiet eenvoudig elk voorstellingsvermogen te kort; wij kunnen ons echter daardoor nog slechts een flauw denkbeeld vormen van de onmetelijke uitgebreidheid der wereldruimte. HOOFDSTUK VII. Het meten van afstanden en afmetingen aan den hemel. Als wij nagaan, met welke ontzaglijke afmetingen wij aan het hemelgewelf te doen hebben, zoowel wat de grootte der hemellichamen zelf, als wat hun onderlinge afstanden betreft, en als wij daarbij tevens bedenken, dat het onmogelijk is, die verre gewesten onmiddellijk met onze meetwerktuigen te bereiken, dan zouden wij bijna gaan wanhopen aan de mogelijkheid van het meten dier grootheden. En toch bestaat die mogelijkheid inderdaad en is de uitvoering van die metingen niet eens buitengewoon moeilijk, althans bij die hemellichamen, voor welke die grootheden nog in een bepaalde maat kunnen uitgedrukt worden en mits men gewapend zij met de vereischte hulpmiddelen en ... de noodige oplettendheid. Het spreekt echter van zelf, dat van rechtstreeksche metingen, zooals op de aarde, aan den hemel geen sprake kan zijn en dat wij dus reeds dadelijk al onze aardsche meetwerktuigen ter zijde kunnen stellen. Wat wij in de eerste plaats noodig hebben, is een goede kijker of teleskoop, voor de duidelijke waarneming der hemellichamen, en in de tweede plaats maakt men geen gebruik van een bepaalde lengtemaat, zooals den meter, doch men beoordeelt de afstanden naar den hoek, waaronder wij de hemellichamen zien, bij onze verplaatsing op de aarde. De methode bestaat daarin, dat wij een hemellichaam van twee verwijderde plaatsen op de aarde waarnemen en dan zien, welk verschil in nchtin0 of stand het op die beide plaatsen vertoont, evenals op de aarde de stand van een voorwerp ten opzichte van ons oog gewijzigd wordt, als wij ons een weinig naar rechts of naar links verplaatsen. Men ziet die betrekkelijke verandering van stand op de aarde duidelijk bij de beschouwing van een landschap uit het venster van een, zich voortbewegend, spoorwegriituio-. Terwiil wij snel voorwaarts bewogen worden, merken wij op, dat de telegraafpalen, die vlak naast de lijn staan, ons voorbij schijnen te vliegen in de tegengestelde richting: de boomen, huizen, en andeie voorwerpen der omgeving snellen eveneens voorbij doch niet zoo spoedig; voorwerpen, die een eind verder verwijderd zijn, verplaatsen zich slechts lan„ zaam terwijl de een of andere torenspits of een hoog gebouw, in de verte, gedurende betrekkelijk geruimen tiid niet van plaats schijnt te veranderen. Werkelijke plaatsverandering van ons zeiven gaat inderdaad, zonder uitzondering, vergezeld van een schijnbare verplaatsing der voorwerpen van onze omgeving, en men noemt zulk een schijnbare verplaatsing, als gevolg van onze eigen plaatsverandering, „parallaxis of parallaxe." Zoo spreekt men dan ook in de sterrenkunde van parallaxe, dat is. afwijking, verschilzicht," om het verschil in richting aan te geven, waarin men dezelfde ster zou zien als men geplaatst was op twee verschillende puntei op de aarde; het is dus de hoek welken de twee gezichtslijnen, van de ster naar die beide P atsen op de aarde getrokken, met elkaar maken. Uit dien hoek, dat verschil in richting, kan, als de afstand der beide plaatsen vau waarneming bekend is, de afstand van de ster afgeleid worden. Immers: er bestaat tusschen onze eigen verplaatsing op de aarde en het verschil in richting van een verwijderd voorwerp zulk een wiskunstig nauwkeurige betrekking, dat, als wij het bedrag van de eerste kennen, en het bedrag van de daaruit voortvloeiende schijnbare verplaatsing van eenig verwijderd voorwerp waarnemen, wij in staat zijn, om nauwkeurig te bepalen, hoe ver dat voorwerp van ons verwijderd is. Zoo kan het gebeuren, dat wij op de aarde afstanden kunnen meten, zonder de noodzakelijk heid, om ons langs deze te verplaatsen en men kan, bijvoorbeeld, de breedte van een rivier of den afstand van een schip op zee, eenvoudig door dergelijke middelen bepalen. Het is nu door de toepassing van dit beginsel op het uitgebreidere veld van den hemel, dat wij in staat gesteld worden, om den afstand van de hemellichamen te bepalen. Wij hebben gezien, dat er een tamelijk groote plaatsverandering van onszelven noodig is, om den schijnbaren stand te wijzigen van een voorwerp, dat wij op een grooten afstand zien. Voor twee personen, die bijvoorbeeld op niet meer dan enkele honderden meters van elkaar verwijderd zijn, zal een schip aan den horizon vrijwel in dezelfde richting gezien worden. Zij zouden inderdaad veel verder van elkaar verwijderd moeten zijn, teneinde een voldoende verandering in stand van het voorwerp tot stand te brengen, om hun afstand daarvan te schatten. Hetzelfde geldt ten opzichte van de maan. Twee waarnemers op de aarde zullen zich minstens op een afstand van eenige duizenden kilometers van elkaar moeten bevinden, opdat de stand van onzen wachter, ten opzichte van den sterrenhemel, voldoende gewijzigd worde, om daaruit gegevens af te leiden, waarop zij hun berekeningen kunnen De plaatsverandering van een hemellichaam, die aldus ontstaat door de Maarneming uit twee verschillende punten op de aarde, is echter slechts voldoende merkbaar voor de naastbijzijnde neme lichamen. Moeten wij verder uit de buurt gaan dan dienen wil, zooals uit het voorbeeld van den trein bleek, ook een grooter verschil in plaats tusschen de beide punten van waarneming te hebben. Uit kunnen wij verkrijgen, door gebruik te maken van de iaarlijksche beweging der aarde om de zon. Waarnemingen, op verschillende dagen gedaan, doen ons de uitwerking van de plaatsverandering der aarde, in dien tusschentijd, op den stand van andere hemellichamen van ons zonnestelsel kennen. Doch willen wij de diepten peilen van de hemelruimte buiten dat stelsel, en gegevens verkrijgen om den afstand van de dichtstbijzijnde ster te meten, dan is ook dit niet meer voldoende en blijkt opeens de noodzakelijkheid, om van de grootst mogelijke plaatsverandering gebruik te maken, waarover wij kunnen beschikken. En dit middel vinden wij m de groote reis van vele millioenen kilometers, die de aaide, oedurende den duur van elk jaar, om de zon volbrengt Doch zelfs deze laatste plaatsverandering, hoe groot zij ons ook moge schijnen, met het oog op aardsche afstanden, is toch nog slechts toereikend, om ons de geringe verplaatsingen te doen kennen van niet meer dan een armzalig aantal van 43 ondei het geheele ontelbare leger der sterren. Wij begrijpen nu ook, dat de oude sterrenkundi°ei< wegens het ontbreken van de noodige instrumenten ter waarneming, zich onmogelijk met deze berekeningen konden bezighouden. Eerst aan den astronomischen kijker was het voorrecht voorbehouden, om ons deze geheimen te openbaien, en zelfs worden de sterkste en grootste kijkers van den modernen tijd vereischt, om de geringe verplaatsingen, zelfs van de naaste sterren, waar te nemen, die daarvan het gevolg zijn, dat de aarde zich nu eens aan het ééne, dan weer, na ongeveer zes maanden, aan het andere uiteinde van haar loopbaan bevindt — twee stations op hare reis, die van elkaar gescheiden zijn door een afgrond van ongeveer 299 millioen kilometers. Terwijl dus op deze wijze de werkelijke afstanden van sommige hemellichamen bepaald kunnen worden, blijft nog de, niet zeer moeilijke, taak over, om de werkelijke afmetingen te bepalen van die, welke voor meting vatbaar zijn. Wij zien de hemellichamen niet in hun ware, doch natuurlijk slechts in hun „schijnbare" grootte. Deze laatste is zoowel afhankelijk van de ware grootte zelf, als van den afstand tot ons oog, zooals wij trouwens ook een voorwerp op de aarde zelf op verschillende grootte zien, naar gelang van den afstand, waarop het zich van ons bevindt. Hoe verder een voorwerp van ons verwijderd is, onder een des te kleineren hoek wordt het gezien, waarmede het volgende bedoeld wordt. Als men het voorwerp M in figuur 6 beschouwt, terwijl het oog in het punt Fig. 6. Het zien van een voorwerp op verschillende afstanden. o geplaatst is, dan zien wij de doorsnede AB onder een zeer scherpen hoek A o B, doch bevindt zich hetzelfde voorwerp dichter bij, zoodat het oog bijvoorbeeld in het punt ó, op de helft van den vorigen afstand, geplaatst is, dan zien wij de lijn A B ook onder een tweemaal grooteren hoek A ó B en het voorwerp schijnt dan dus voor ons tweemaal zoo groot te zijn, als in het eerste geval. Evenzoo zien wii het op een 3 maal, 4 maal kleineren afbtand enz onder een 3-, 4- of meermalen grooteren hoek en dus schijnbaar ook zoovele malen grooter. De schiinbare grootte van een voorwerp, gemeten do den hoek, waaronder wij het zien, verandert Jus m de omgekeerde verhouding van den afstand tot ons ooo- en het is duidelijk dat, als wij den hoek, waaronder"wij het hemellichaam zien, meten^nwij den afstand langs anderen weg, zooals boven vei klaard werd, bepaald hebben, daaruit de ware grootte, zooals de doorsnede AB, kan afgeleid woi . Dit alles was echter natuurlijk eerst mogelijk, toen men over astronomische kijkers en nauwkeurige hoeken meetinstrumenten kon beschikken en voor het iaar 1610 toen G a 1 i 1 e ï voor het eerst zijn pas ult?® 'vonden kijker op den hemel richtte, was men, tot het beoordeelen van de afmetingen der he™elll^am^ uitsluitend op een vergelijkende schatting d[ia, chroma — kleur), te verminderen en wel: door de kijkers zeer lang, doch slechts weinige centimeters wijd te maken. Doch het middel was, in zekeren zin, erger dan de kwaal, want de kijkers kre»en toen zulke reusachtige afmetingen, dat zij voor het gebruik niet meer te hanteeren waren. Ten einde dien last van het moeilijke hanteeren te vermijden, heeft men getracht slechts een geraamte van een buis te gebruiken, zooals de reusachtige kijker van Hevel of Heveliuste Danzig in de 17e eeuw (zie Plaat II, blz. 97) of zelfs geheel en al zonder buis, zooals hij den ,,lucht-teleskoop" of „1 ucht-ver rek ij k er," die door onzen landgenoot ChristiaanHuygensin zijn werk„Opera varia" afgebeeld werd (zie Plaat III, bldz. 100). Hier was de objectieflens bevestigd aan den top van een hoogen paal, en het oculair, de kleine lens of vereeniging van lenzen, waar het oog rechtstreeks doorheen ziet, werd met eerstgenoemde in één rechte lijn gehouden door middel van een touw, dat dicht bij den grond met de hand kon geregeld worden (zie Plaat III, bldz. 100). Het denkbeeld van een kijker zonder buis zal wellicht als een tegenstrijdigheid klinken, doch dit is niet zoo, want de buis doet niets af aan de vergrootende kracht van het instrument, daar zij niets anders is dan een middel, om de objectief- en de oculairlens te bevestigen en in dezelfde richting te doen blijven en tevens, om te beletten, dat de waarnemer hinder ondervindt van de toevallige lichtstralen in zijn nabijheid. Het spreekt van zelf, dat het beeld van een voorwerp aan den hemel veel helderder en scherper zal zijn, als het waargenomen wordt in een donkere buis, die bovendien van binnen zwart gemaakt wordt. Enkele van de beroemdste, onmetelijk lange kijkers, waarop boven gewezen werd, verdienen nog een nadere vermelding. Een daarvan, die byna 37 meters lang was, werd door onzen landgenoot, den beroemden sterrenkundige Christiaan Huygens, aan de „Royal Society" te Londen vertoond. De reeds genoemde reusachtige kijker van Hevelius te Danzig, op Plaat III, bij bidz 97, afgebeeld, had een lengte van 45 meters. Bradley maakte in 1722 Plaat III. Een „lucht"-verrekijker, zonder buis. Naar een afbeelding in de Opera varia van Christiaan Huygens. van een kijker zonder buis van 63,5 meter lengte gebruik, om de middellijn van Yenus te meten, terwijl men zegt, dat er een van 180 meters of bijna een vijfde van een kilometer (2 minuten gaans!) vervaardigd werd, die echter volkomen onhandelbaar bleek te zijn. Doch dergelijke moeilijkheden voerden juist weer tot nieuwe nuttige uitvindingen en wel, in de eerste plaats, van zoogenaamde „reflectie-teleskopen" of „reflectoren", waarbij het licht, dat door het waargenomen voorwerp werd uitgezonden, niet gebroken, doch naar het oculair-glas teruggekaatst of gereflecteerd werd (van het Lat. reflecto = ik kaats terug), door de oppervlakte van een sterk gepolijsten hollen metalen spiegel of speculum, zooals hij genoemd werd, en die dus de objectief-lens verving. Hierbij zij nog opgemerkt, dat men tegenwoordig de toesteljen met een „brekende" objectief-lens, dus de „refractoren", steeds „kijkers" noemt, terwijl de reflectoren, waarin het licht van de ster door een spiegel teruggekaatst wordt, den naam dragen van „s-piegel-teleskopen", gewoonlijk eenvoudig: „teleskopen". Bij dezelfde afmetingen geven de kijkers betere uitkomsten voor de waarneming, dan de teleskopen. Het is aan Newton, dat de wereld de uitvinding te danken heeft van den spiegel-teleskoop in zijn besten vorm. Die natuurkundige hield zich bezig met de oorzaken van de regenboogs- of prismatische kleuren, die sinds lang zulk een bron van overlast geweest waren bij de waarnemingen met de refractoren ; en hij toonde aan, dat, daar de kleuren werden voortgebracht bij het gaan van de lichtstralen door het glas, zij volkomen afwezig moesten zijn, als bet licht inplaats daarvan, teruggekaatst werd aan de o p p e rvlakte van een spiegel. Daarentegen had ook de spiegel-teleskoop, op zijn beurt, zekere bezwaren. Zoo kan, bijvoorbeeld, een spiegel, al is hij ook nog zoo volkomen gepolijst, natuurlijk nooit zooveel licht terugkaatsen, als een stuk doorschijnend glas doorlaat. Verder isdeplaatsino1 van het oculairglas lang niet zoo gemakkelijk. Het kan natuurlijk niet rechtstreeks tegenover den refractoren or kijken GALILEISCHE. /\C H RO M ATI.5CME. A.OBJECTIEF- LEnS B. OCULAIR REFLECTOREN OF 5PIEGEL-TELE5K0PE-PI A A. METAALSPIE.GEL B. OCULAIR C. VLAK SPIEGELTJE A. PI ETA AL5PI EGEL B. OCULAIR. f A.METAALSPIEGEL B. OCULAIR . C. KLEin HOL SPIEGELTJE , A. METAAL5PIEGEL B. OCULAIR C. KLEIN BOL SPIEGELTJE CAS5EGRAINV3CHE Fie 14 De verschillende hoofdvormen van kijkers. Bij al de figuren wordt verondersteld, dat het licht van de linkerzijde komt. spiegel geplaatst worden, want de waarnemer zou dan het hoofd juist in den weg van het licht moeten plaatsen, dat van het hemellichaam komt, en dit licht alzoo den weg versperren. Ten einde deze moeilijkheid weg te nemen, werd door Newton het volgende middel gebezigd in zijn teleskoop, dien hij vóór het eerst in 1668 vervaardigde (zie fig 14, blz. 102, Newton'sche). Een kleine, platte spiegel (C) was, door middel van dunne draden, in het midden der buis van den teleskoop bevestigd, dicht bij de opening daarvan. Hij was onder een hoek van 45° geplaatst, zoodat hij de lichtstralen, die van den hollen spiegel A kwamen, juist naar de oculairlens B terugkaatste, die in een zijdelingsche opening van de kijkerbuis was bevestigd. Hoewel de Newton'sche teleskoop het onnoemelijke voordeel had, van de vorming der prismatische kleuren te voorkomen, zoo ging daarbij echter een groote hoeveelheid van het invallende licht verloren, daar het bezwaar van den grooten spiegel natuurlijk ook voor het kleine spiegeltje gold. Bovendien nam het vlakke spiegeltje, door zijn plaatsing, een zeker deel van het licht weg, dat op den grooten viel. Doch de reflector had, aan den anderen kant, het voordeel, dat de kosten van de vervaardiging geringer waren dan bij den refractor, daar men voor dat doel niet de dure lenzen van vlekkeloos glasnoodig had. Men behoefde alleen een plaat van een bepaalde metaallegeering, het zoogenaamde „s p i e ge 1 m e taal", zijnde een alliage van koper en tin, te gieten; deze behoefde bovendien slechts aan ééne zijde gepolijst te worden, terwijl een lens aan haar beide z ij d e n geslepen moest worden. Het was dus mogelijk, om een veel grooteren kijker met veel minder arbeid en onkosten te vervaardigen. Een dergelijke reflectie-teleskoop, als die van Newton, was reeds eenige jaren te voren, nl. in 1663, ontworpen, hoewel niet vervaardigd, door Gregory. Ia dezen „Gregoriaanschen" teleskoop was een opening gemaakt in het midden van den grooten hollen spiegel A, en een klein, eveneens hol spiegeltje C, dat op eenigen afstand daartegenover stond, ving de teruggekaatste lichtstralen van den grooten spiegel op, en kaatste die, op zijn beurt, weer terug, door de opening heen, naar het oogglas, dat juist daarachter bevestigd was (zie fig. 14, blz. 102, Gregory'sche). De Gregoriaansche teleskoop had dus het gewichtige voordeel, dat hij rechtstreeks op het waargenomen voorwerp gericht was. De opening in den grooten spiegel bracht geenerlei verlies van licht teweeg, want het middelste gedeelte daarvan was toch niet in staat om eenig licht op te vangen, daar het kleine spiegeltje er juist tegenover stond. Een navolging van dezen teleskoop was de Cassegrain'sche (zie fig. 14,blz. 102), uitgevonden door Cassegrainin 1672, die er voornamelijk daardoor van verschilde, dat het kleine spiegeltje bol, in plaats van hol was. Deze teleskopen met rechtstreek sche waarnemingwaren in het midden der 18e eeuw zeer in zwang. Een navolging van den Newton'schen teleskoop was de H e r s c h e 1'sche, daar deze vooral door William Herschel gebezigd werd, doch die alleen voor dergelijke reusachtige instrumenten geschikt was, als H e r s c h el gewoon was te gebruiken. Bij dezen vorm (zie fig. 14, Herschel'sche) wordt de holle spiegel onder een geringen hoek geplaatst, zoodat het daardoor teruggekaatste licht van het voorwerp rechtstreeks op de oculair-lens geworpen wordt, die tegenover den spiegel, zijdelings in de kijkerbuis, bevestigd is. Deze teleskoop heeft, tegenover de andere reflectoren, het voordeel, dat er licht wordt uitgespaard, daar de tweede terugkaatsing achterwege blijft. Daarentegen kan men er tegen aanvoeren, dat de hellende stand van den hollen spiegel het beeld van het waargenomen voorwerp eenigszins verwron- gen doet zijn, maar deze helling behoeft slechts gering te zijn, als de lengte van den kijker zeergroot is. En dit was bij de teleskopen van Herschel het geval, want het grootste instrument, in 1789 door hem vervaardigd, was 1,2 meter in middellijn en 42 meters lang. Wij keeren nu echter weer terug tot de gewone kijkers of refractoren. Twee jaren na den dood van N e w t o n, in 1729, kwam het tot een oplossing van de moeilijkheid der kleurschifting en wel door C h e s t er Moor 11 a 11 in Essex. Hij vond, dat de lastige kleursverschijnselen, voor een zeer groot deel werden weggenomen, als men een dubbele objectief-lens nam, namelijk: een buitenste bolle en een binnenste holle lens, die van verschillende soorten van glas vervaardigd zijn, de eerste van crowm-glas, de laatste van flint-glas. De onderzoekingen van Hall schijnen meer van theoretischen aard te zijn geweest en, hoewel hij beweerd wordt, een kleinen teleskoop volgens dit beginsel vervaardigd te hebben, schijnt hij daarvan zoo weinig gewag te hebben gemaakt, dat eerst in 1758 het eerste voorbeeld van zulk een instrument bekend werd en wel door den opticus JohnDollondte Londen, die het beginsel opnieuw ontdekte. De achromatische kijker (zie fig. 14, blz. 102 „Achromatische") is de vorm, die nog tegenwoordig in den regel gebruikt wordt, zoowel voor astronomische, als voor aardsche verrekijkers. De kosten van het vervaardigen van groote kijkers van deze soort zijn zeer aanzienlijk, want alleen voor het objectief-glas moeten niet minder dan vier vlakken geslepen en gepolijst worden, om de vereischte gebogen oppervlakten te verkrijgen en meestal moeten de beide lenzen, waaruit het bestaat, volkomen zuiver in elkaar passen. Met het doel om deze kosten te vermijden en een volkomen afwezigheid van kleursverschijnselen te verzekeren, heeft men zelfs teleskopen gemaakt, wier objectiefglazen bestonden uit verschillende doorschijnende vloeistoffen, die zich tusschen dunne lenzen bevonden, doch het doorlekken en het ontstaan van vochtstroomen door temperatuursveranderingen, hebben de toepassing van dit vernuftige denkbeeld verijdeld. De oplossing van de moeilijkheden der kleurschifting door middel van Dollond's achromatischen refractor, heeft echter den refractor-teleskoop, in zijn besten vorm, n.1. dien van Newton, niet kunnen verdrijven, voor welken, door een uitvinding van Foucault, sedert ongeveer 1870, in plaats van metaalspiegels, groote holle spiegels van glas vervaardigd worden, die met een dunne laag zdver bedekt erT daarna gepolijst worden. Zij wegen veel minder en de vervaardiging is goedkooper dan die van de oude metaalspiegels en hoewel de verzilvering, na verloop van tijd, natuurlijk afslijt, kan zij, met betrekkelijk geringe kosten, vernieuwd worden Ook kaatsen deze spiegels meer licht terug en is het beeld dus helderder dan bij de vroegere spiegels. Als men een voorwerp beschouwt door een astronomischen kijker, zooals die gewoonlijk in gebruik zijn, dan ziet men het beeld omgekeerd. Dit is echter bij het waarnemen der hemellichamen van serina belang, want, daar zij meestal rond van vorm zijn, is het feitelijk hetzelfde, welk gedeelte wij als boven- en welk als onderzijde zien. Doch zulk een omkeering zou natuurlijk groote bezwaren opleveren bij het beschouwen van aardsche voorwerpen. Daartoe maken wij daarom gebruik van een zoogenaamden „aardschen verrekijker," zijnde eenvoudig een refractor, waaraan in het oculairglas nog enke.e andere lenzen toegevoegd zijn, ten einde het or"ge" keerde beeld nogmaals om te keeren en dus rechtop te plaatsen. Het spreekt van zelf, dat deze toegevoegde lenzen weer veel licht opslorpen en daarom is het bij astronomische waarnemingen, waar het omkeeren van het beeld weinig gewicht in de schaal legt, doch het integendeel zaak is, zooveel mogelijk licht te sparen, gewenscht, deze lenzen weg te laten. Men houde echter deze omkeering der beelden steeds in het oog bij de nog volgende fotografische opnamen van de maan, Mars enz. In het jaar 1825 was de grootste, destijds bestaande, achromatische kijker die van Fraunhofer, vervaardigd voor het observatorium te Dorpat in Rusland, die een middellijn had van 23.5 centimeters. De grootste refractoren der wereld in den tegenwoordigen tijd worden in de Vereenigde Staten gevonden, n.1. de veertigduims (l M.) kijker (d. i. een kijker met een objectieflens van 1 M. middellijn) van het Yerkes-observatorium te Chicago (zie Plaat IV, blz. 108), de reuzen-refractor van het Lick-observatorium op den Hamilton-berg in Californië, welke sterrenwacht een geschenk is van den Amerikaan Lick en welke kijker een objectief heeft van 91 Vs centim. en een brandpuntsafstand van 17 meters. Verder heeft het observatorium te Pulkowa in Rusland een 30-duims- (0,76 M.) kijker, die een brandpuntsafstand van 18 meters heeft en 2000 maal vergroot. Al deze laatste kijkers zijn vervaardigd door de groote optische firma Aivan Clark and Sons te Cambridge in Massachusets (Vereenigde Staten). De grootste spiegelteleskoop — en dus ook de grootste kijker van de wereld — is nog steeds de 6 voets- (i.8 M.) teleskoop, die door lord Rosse te Parsonstown in Ierland opgericht werd en in 1845 gereed was. Deze heeft een lengte van ongeveer 17 meters. Daarop volgen twee 5-voets-(l,5 M.) teleskopen, met spiegels van verzilverd glas; één daarvan werd vervaardigd door Dr. Common en de andere Plaat IV. De groote kijker van de Yerkes-sterrenwacht. ^ Deze reuzenkijker, met een objectiei'-lens van 1 Meter middellijn, en die ongeveer 18 Meters lang is, bevindt zich op de Yerkes-sterrenwacht van de Universiteit te Chicago en is de grootste refractor der wereld. door prof. Ritchey. De laatstgenoemde is opgesteld in het Zonne-observatorium, behoorende tot het Carnegi e-instituut te Washington, gelegen op Mount Wilson in Californië. De eerste bevindt zich in het observatorium van Harvard-college en deze wordt door prof. Moulton waarschijnlijk als de krachtigste spiegel-teleskoop beschouwd, die tegenwoordig in gebruik is. Van tijd tot tijd zijn er nog nieuwe uitvindingen in praktijk gebracht, die, zonder aan hetalgemeene beginsel der teleskopen afbreuk te doen, meer dienen om het gemakkelijke van de waarneming te bevorderen, zooals de ..siderostaat" en de „coelestaat", bestaande uit een vlakken spiegel, die op zoodanige wijze gedraaid wordt, dat hij die gedeelten van den hemel, welke men wenscht waar te nemen, terugkaatst in de buis van een teleskoop, die zelf onbeweeglijk is. Iets van denzelfden aard is de zoogenaamde „aequatoriaalkijker", doch hier wordt de astronomische kij ker, en wel een refractor, door een mechaniek met uurwerk nauwkeurig bewogen in de richting van de verplaatsing der sterren, zoodat deze voortdurend op dezelfde plaats van bet gezichtsveld gehouden worden. Zeer vernuftig is de aequatoriaal Coudé van Loewy, directeur van het observatorium te Parijs, welke kijker in twee onderdeelen verdeeld is. De oculair-buis is bevestigd op een, naar beneden gericht, hellend steunsel en de objectief-buis is daarmede, onder een hoek, verbonden, zoodat zij steeds op den hemel gericht is. Een inrichting met hellende spiegels in de buizen regelt den overgang van de lichtstralen van het objectief-glas naar het oculair-glas. De waarnemer zit dus aan het oculair-uiteinde van zijn kijker op zijn gemak in de warme kamer en beziet vandaar de sterren op even gemakkelijke wijze, alsof hij eenvoudig door een mikroskoop zag. Alleen behoeven wij niet te zeggen, dat al dergelijke inrichtingen met spiegels het, reeds boven door ons genoemde, nadeel hebben, dat deze een zeker gedeelte van het licht wegnemen. . . Het is belangwekkend, om na te gaan, in hoever kiikers van nog grootere afmetingen dan de tegenwoordige, bruikbaar kunnen zijn. De Amerikaansche sterrenkundige, prof. Hale, komt tot het besluit, dat bij refractoren de grens ongeveer 1,5 Meter middelliiu voor de objectief-lens is, doch dat reflectoren no°- bruikbaar zullen zijn bij een middellijn van 2 7° meters. Wat de refractoren betreft, zijn er verschillende gewichtige bedenkingen tegen een nog sterkere vergrooting hunner afmetingen. In de eerste plaats de groote kosten. In de tweede plaats zullen de lenzen, daar zij alleen aan haar randen onueisteund worden, als zij veel grooter worden, door haar aanzienlijk gewicht, in het midden doorbuigen En aan den anderen kant zouden pogingen om dit te vermijden, door de lenzen dikker te maken, een te sterke vermindering van het doorgelaten licht tengevolge hebben. Doch wellicht het grootste struikelblok voor de vervaardiging van grootere kijkers is het feit, dat de onstandvastigheid van de lucht erin toenemende mate door vergroot wordt. En verder zullen de buizen, hoe grooter zij worden, deste grootere bezwaren opleveren, om de lucht over haar geheele lengte op dezelfde temperatuur te houden. Bestaat er echter geen middel om de kijkers aanzienlijk grooter te maken, zoo schijnen daarentegen de middelen ter waarneming van den hemel zich weer in andere richtingen baan te zullen breken, zooals thans reeds het geval is door middel van de fotooraüe en de spectraal-analyse. Het rechtstreeksche o-ebruik van het oog zelf voor de waarneming wordt, voor een deel, meer en meer vervangen door indirecte methoden. In den tegenwoordigen tijd gaan wij, bii het zoeken van onzen weg door de wereldruimte, meer op het gevoel af dan op het gezicht. Voor het oogenblik, bijvoorbeeld, bezitten wij zelfs nog niet den geringsten schijn van bewijs, dat leven in het heelal ook nog op andere hemellichamen dan op de aarde bestaat. Doch wie zegt ons, dat de '20e eeuw, die ons wonderen als de radium-stralen heeft geopenbaard, niet het middel voor ons in haar schoot verbergt, om het bestaan van leven op andere hemelbollen waar te nemen, door den één of anderen vorm van trillingen, die door onmetelijke ruimten zouden overgebracht worden? Zeker is het in elk geval, dat de fotografie en de speetraal-analyse ons in den jongsten tijd reeds tal van wonderbare geheimen aan den hemel onthuld hebben. De fotografie speelt tegenwoordig bij de waarnemingen op de sterrenwachten een uiterst gewichtige rol en zij heeft in den nieuweren tijd tot uitkomsten geleid, waarvan men vroeger zelfs niet droomde. De beteekenis daarvan springtreeds dadelijk in het oog, als wij zeggen, dat er plaatsen aan den hemel zijn, die voor het bloote oog zoo goed als volkomen leeg en vrij van sterren schijnen te zijn en waar men er, met de grootste inspanning, niet meer dan drie of vier kan onderscheiden. Door een astronomischen kijker stijgt dit aantal dikwijls reeds tot 40 of 50, doch als wij een gevoelige fotografische plaat, gedurende enkele uren, aan het licht van dit gedeelte van den hemel blootstellen, dan vindt men daarop in dezelfde streek, die wij volkomen doodsch en leeg waanden, nog de beelden van vele honderden sterren. En daarbij komt nog, dat er sterren zijn, die veel ultra -violette lichtstralen uitzenden, waarover wij in het volgende hoofdstuk zullen spreken, welke stralen niet op ons oog, doch wel op de fotografische plaat werken. Voor deze waarnemingen wordt óf de kijker, op de plaats van het oculair, van een fotografische camera voorzien, of men bezigt, voor meer nauwkeurige opnamen, een zoogenaamden ,.fotografischen refractor , waarvan de oculair-lens zoodanig samengesteld en oeslepen is, dat zij hoofdzakelijk de ultra-violette, chemisch werkende stralen doorlaat. Daar men de plaats dikwijls verscheidene uren moet belichten en de sterren zich in dien tijd aanmerkelijk van het oosten naar het westen schijnen te verplaatsen, teekenen deze zich op de plaat niet af als scherpe punten, doch als korte, verlichte streepjes zooals wij op Plaat XVIII, bij Hoofdstuk XIX zien. Bezit de sterrenwacht echter een aequatoriaal-kijker (blz 1UJ) die de bewegingen van de sterren medemaakt. dan verschijnen de beelden van deze op de fotografische opname natuurlijk als scherp begrensde puntjes (zie Plaat XIII, bij Hoofdstuk X\II). Ook bij het onderzoek van de zon heeft de toto^ grafie van den hemel in den nieuweren tijd tot schitterende uitkomsten geleid en zij is vooral een onwaardeerbaar hulpmiddel bij de opname van totale zonsverduisteringen, waar elke sekonde kostbaar is Doch een groot deel van onze kennis omtrent deze verschijnselen hebben wij te danken aan de wonderbare onderzoekingsmethode der spectraal-analyse, die wij daarom in een afzonderlijk hoofdstuk gaan bespreken. HOOFDSTUK XI. De spectraal-analyse en de chemie des hemels. Eén der schitterendste veroveringen van den menscbelijken geest, waarvan de geschiedenis der nieuwere natuurwetenschap gewaagt, en die in den jongsten tijd ook voor het astronomisch onderzoek zoo buitengewoon vruchtbaar is geworden, is de zoogenaamde spectraal-analyse, een onderzoekingsmethode, die in het jaar 1859 door de Duitsche scheikundigen Bunsen en Kirchhoff ontdekt werd en waarvan wij hier de hoofdbeginselen willen mededeelen. Ieder lezer weet, dat een lichtstraal, als hij, onder bepaalde omstandigheden, uit de lucht in een dichtere doorschijnende middenstof, zooals glas of water, overgaat, in deze laatste van zijn oorspronkelijke richting af wij kt, gebroken wordt. Die breking van het licht heeft ieder wel eens waargenomen, als een zonnestraal op een prisma van een kandelaber of een kristallen geslepen stop van een wijnkaraf viel, waarbij men, door de breking van het licht, de voorwerpen of het beeld van den lichtstraal, in een andere richting ziet, evenals het onderste gedeelte van een stok, dien men in water steekt. Maar bij het glazen prisma, den kristallen stop of bii den geslepen rand van een spiegel, zal men dan nog een ander, bijzonder verschijnsel waargenomen hebben, namelijk: de prachtige regenboogskleuren, die het licht vertoont, nadat het door het prisma oeoaan is. Ook die kleuren zijn een gevolg van de Fichtbreking en zoo ontstaat dan ook de regenboogdoor de breking van het zonlicht door de waterdroppels van de regenbui. Het zonlicht, en elke andere soort van witlicht, is eioenliik samengesteld uit een onnoemelijk aantal lichtstralen van verschillende kleur, die tot ze\en hoot'dtinten gebracht kunnen worden, nl. rood, oranje oeel groen, blauw, indigo en violet, doch tusschen welke nog ontelbare overgangen bestaan, en slechts als al deze lichtstralen gezamenlijk in ons oog'vallen, brengen zij daarop den indruk van wit licht teweeg. Doch nu is de breekbaarheid van die lichtstralen verschillend, en als wit licht dus op een oeslepen pr isma of een regendroppel valt, dan wordt het rood het minst gebroken, wijkt dus het minst van den rechten weg van den opvallenden lichtstraal af, oranje iets meer, geel nog meer enz., totdat eindelijk het violet het sterkst gebroken wordt en zich dus het verst van de oorspronkelijke richting verwijderd vertoont. Het gevolg is dus, dat de verschillend gekleurde lichtstralen, als zij uit het prisma of den regendroppel komen, van elkaar gescheiden en wijd uit elkaar gespreid zijn, zoodat wij ze alzonderlijk kunnen waarnemen, als een breeden band van opvolgende, onmerkbaar in elkaar overgaande kleuren, dien men het „spectrum ' noemt, en, als het voortgebracht is door het licht van de zon: zonne- ^TiGctvuvYi" (zie blz. llo). De breking van bet licht heeft het sterkst plaats bij den scherpen kant van het prisma en daar de beide bolvormige vlakken van een lens insgelijks zulk een dergelijken scherpen rand met elkaar vormen, nood Oranje Geel Groen Blauw /ndïgo V/o/eS van den sterrenhemel. Fig. 15. Het zonnespectrum, met de absorptiestrepen. wordt daardoor verklaard, waarom men bij de vroegere astronomische kijkers, vóór de uitvinding van de achromatische lenzen, zooveel last had van oe gekleurde randen aan de gevormde beelden. Het is dus wel een zeer merkwaardige ironie van het noodlot, dat die kleursverschijnselen, welke vroeger zooveel bezwaren voor de astronomische waarnemingen veroorzaakten, in den nieuweren tijd juist toegepast worden, om deze in zoo hooge mate te volmaken. De nauwkeurige waarneming van het spectrum van de eene of andere lichtbron geschiedt door een toestel, dat den naam draagt van „spectroskooi) (afgeleid van spectrum en het Gr. axonlw = waarnemen, kijken). Het bestaat, zooals wij in fig. 16 zien uit den buisvormigen kijker A, welks voorzijde gesloten, Fig. IC. De spectroskoop. doch van een uiterst dunne spleet voorzien is, om het licht van een vlam (in de tiguur van een stol, die, door middel van een platinadraad, in een brander van Bunsen gegloeid wordt) of van de zon of een ster, door te laten. Dit licht valt dan op het glazen prisma P, waardoor het gebroken en zoodanig van zijn richting afgeleid wordt, dat het de buis J§ binnentreedt en door een, daarin bevestigden, kijker met lens vergroot en waargenomen wordt. Verder is er nog een derde buis C, waarin zich een schaal met millimeterverdeeling bevindt, die men door B tegelijk met het spectrum kan waarnemen. Valt nu op de spleet S het witte licht van de zon of van een witgloeiend vast of vloeibaar lichaam, dan ziet men het bovengenoemde kleurenbeeld, dat uit een ontelbare reeks van, geleidelijk in elkaar overgaande, kleuren bestaat en daarom een continu of doorloopend spectrum genoemd wordt. Deze schijnbare kleurenband is eigenlijk niets anders dan een reeks van een ontelbaar aantal gekleurde beelden van de lichtspleet S, die onmiddellijk naast elkaar geplaatst zijn. Een dergelijk kleurenbeeld wordt nu door elke andere soort van licht voortgebracht, doch het uiterlijk is verschillend, daar het overheerschen van de ééne of andere kleur afhangt van den aard van dat licht. Gaat het licht echter niet uit van een vast of vloeibaar lichaam, doch van een gloeienden damp of gas, dan vertoonen zich niet die ontelbare, onmerkbaar in elkaar overgaande, kleuren, dus geen doorloopend spectrum, doch men ziet dan slechts een zeker aantal afzonderlijke, dunne gekleurde lijnen, ,,spectraallijnen" genaamd, die elk een afzonderlijk gekleurd beeld van de nauwe lichtspleet voorstellen, zich op bepaalde plaatsen van de millimeterschaal vertoonen en door breede donkere tusschenruimten van elkaar gescheiden zijn. Daarom noemt men zulk een spectrum van een gloeiend gas een afgebroken of lijnenspectrum. Als wij bijvoorbeeld, doormiddel van den platina- draad, volgens fig. 16. een weinig gewoon keukenzout in de gasvlam brengen, dan zal dit door de hooge temperatuur in damp veranderen en de vlam sterk geel kleuren. Beschouwen wij dan die gele vlam door den spectroskoop. dan zien wij, dat haar spectrum uitsluitend bestaat uit twee smalle, naast elkaar geplaatste, heldergele, dwarse strepen, terwijl overigens het gezichtsveld volkomen donker blijft. Chemisch gesproken, is keukenzout natriumchloride, een chemische verbinding van het metaal natrium met chloor. En onderzoekt men nu andere verbindingen van natrium op dezelfde wijze, dan zal men spoedig bespeuren, dat deze twee gele lijnen kenschetsend zijn voor het natrium in al zijn verbindingen, als deze door groote hitte in damp veranderd worden. Op dezelfde wijze kan aangetoond worden, dat elk ander element, als het verhit wordt tot den toestand van damp, als spectrum een stel lijnen geeft, die voor elk element steeds kenschetsend zijn en daar deze strepen voor hetzelfde element steeds onveranderlijk dezelfde, voor andere elementen echter weer andere plaatsen in het spectrum innemen en die plaatsen, door middel van de millimeterschaal, nauwkeurig kunnen bepaald worden, stelt de spectroskoop ons in staat om de samenstelling der stollen in het laboratorium te bepalen, door ze vooral in damptoestand over te brengen. Notf weer een ander soort van spectrum wordt gevormd, als men het licht van een gloeiend vast ui vloeibaar lichaam eerst laat gaan door dampen van het een of ander element, bijv. van natrium. Liet eerste zou dan, op zich zelf, een doorloopend spectrum met alle kleuren geven, het laatste alleen enkele bepaalde gekleurde lijnen, bijv. bij natnumdamp twee gele lijnen in het gele gebied van liet spectrum. En wij zien nu ook inderdaad een doorloopend spectrum, doch in plaats van de gele strepen van het natrium vertoonen zich nu, nauwkeurig op dezelfde plaats van deze, twee donkere, schijnbaar zwarte lijnen. De natriumdamp heeft dus juist die lichtstralen van het gloeiende vaste lichaam opgeslorpt, geabsorbeerd, welke dezelfde breekbaarheid hebben als die van natrium zelf, en hetzelfde zouden ook alle andere elementen doen, die in dien omringenden damp voorkomen: hun kenmerkende spectraal-lijnen zijn nu overgegaan in donkere absorptiestrepenen men noemt dit dus een „absorptie-spectrum Met de ontdekking van deze absorptie-spectra was nu ook de „chemie des hemels" geschapen, de vernuftigste en tevens gevoeligste methode voor het onderzoek van de natuur en de chemische samenstelling der hemellichamen, welke men. rustig in zijn laboratorium gezeten, kan bepalen, zelfs al zijn zij op billioenen kilometers van onze toestellen verwijderd. Reeds in het jaar 1814 had de Duitsche opticus Fraunhofer in het spectrum van de zon 1100 van die zwarte lijnen waargenomen, waarvan wij er op fig. 15 (bldz. 115) een groot aantal kunnen zien en die, naar hem, de Fraun h ofer'sche lijnen genoemd werden en later vond Kirchhoff, dat al deze absorptiestrepen in het zonnespectrum nauwkeurig beantwoordden aan en dezelfde plaats innamen als die der spectraallijnen van bekende elementen op de aarde. Uit dit onderzoek is, na verloop van tijdjebleken, dat op de zon geen andere chemische elementen voorkomen dan die van bekende stoffen op aarde en hetzelfde is tot nu toe gebleken voor alle vaste sterren, kometen, nevelvlekken enz. Alleen voor de planeten en hare wachters kan dit bewijs niet rechtstreeks geleverd worden, daar zij geen eigen licht, doch slechts teruggekaatst zonlicht uitstralen. Maar toch kunnen wij wel als zeker aannemen, dat ook de planeten, als onderdeelen van ons zonnestelsel, geen uitzondering vormen op den algemeenen regel, te meer daar wij in sommige gevallen een zekere absorptie van bepaalde gedeelten van het zonlicht door de planeten kunnen waarnemen, waaruit wij kunnen besluiten, dat sommige planeten een dampkring moeten bezitten, waarin dergelijke elementen als die van de aarde voorkomen, welke die absorptie bewerken. , . , Doch de speelraal-analyse van den hemel verschaft ons ook gewichtige gegevens aangaande de temperatuur en den physischen toestand der hemellichamen. Daar de zon een absorptie-spectrum levert, blijkt uit onze voorgaande beschouwingen, dat zij uit een gloeiende vaste of vloeibare kern moet bestaan, die omringd is door een gasvormig omhulsel of atmosfeer, de, nog verder te bespreken, fotosfeer, wier elementen de absorptie in het spectrum veroorzaken. Doch ook He vaste sterren leveren dergelijke absorptie-spectra, die meer of minder van dat van de zon verschillen, omdat er sommige elementen in een andere verhouding of bij een andere temperatuur op voorkomen, maar waaruit wi] dan toch belangrijke besluiten kunnen trekken. Want er blijkt uit dat ook de sterren zei f-lichtende hemellichamen zijn en in de tweede plaats, dat zij in een dero-eliiken physischen toestand moeten verkeeren als de zon, dus uit een gloeiende vaste of vloeibare kern met een gasvormig omhulsel moeten bestaan, met andere woorden: dat wij de vaste sterren als zonnen mogen beschouwen of, omgekeerd, de zon als een „vaste ster." i • »„„+ Verder stelt de spectraal-analyse ons ook in staat, om de temperatuur te meten van de zon en zelfs van sterren, die zich op duizelingwekkende afstanden van onze plaats van waarnemig bevinden. Deze verrassende methode berust daarop, dat het spectium van een gloeiend vast lichaam of gas, bij verhooging der temperatuur, een zekere wijziging ondergaat. Bij de roodgloeibitte vertoont het spectrum van een vast lichaam nog slechts hoofdzakelijkhet roode gedeelte; zulk een lichaam zendt grootendeels nog slechts warmtestralen uit en daaronder zelfs sommige, die door ons oog niet meer kunnen waargenomen worden, daar zij nog voorbij het rooile uiteinde van het spectrum van fig. 15 zijn gelegen. Dit zijn de stralen van nog geringere breek baarheid en met nog geringere snelheid van hun aethertrillingen, dan de uiterste roode en men noemt ze daarom „infrarood e" of „donkere warmtestralen." Toch kan hun bestaan aangetoond en kunnen zij nader onderzocht worden met een zeer gevoelig instrument, den bolometer, die uitgevonden is door den beroemden Amerikaanschen astro-physicus Langley. Het is, als 't ware, een uiterst gevoelige thermometer, waarmede nog temperatuursverschillen van één honder dmillioenste van een Celsiusgraad kunnen aangewezen worden en waarmede Langl ey uiterst belangrijke waarnemingen deed aangaande de warmtestraling van verschillende onderdeelen van het zonnespectrum. Bij sterkere verhitting van het lichtgevende voorwerp komen langzamerhand in het spectrum ook de oranje, gele, groene gedeelten enz. te voorschijn en ten slotte geeft een witgloeiend lichaam een volledig en doorloopend spectrum van al deze kleuren. Geeft nu omgekeerd het licht eener ster slechts het roode gedeelte van liet spectrum te zien, dan moet daar een minder hooge temperatuur heerschen dan op een andere, die tevens ook het oranje, geel. enz. vertoont, en het verschijnen van al die spectraalkleuren 1ezamen, tot en met het violet toe, wijst op een hemellichaam, dat witgloeiend is. Doch wij kunnen deze merkwaardige thermometerschaal van den hemel zelfs nog tot voorbij het zichtbare violette gedeelte van het spectrum uitbreiden en wel: door middel van de fotografie. Bij nog hoogere temperaturen namelijk zendt het hemellichaam stralen uit. die no" voorbij het zichtbare violette gedeelte van het spectrum gelegen zijn. daar zij nog sterker gebroken worden dan deze of, wat op hetzelfde neerneerkomt, hun aethergolven nog sneller trillen en men noemt deze dus: ultra-violette lichtstralen. De trillingen van deze zijn te snel, om nog door ons oo0, waargenomen te worden, en men ziet ze dan ook niet in het zichtbare zonnespectrum. Toch komen ook in het zonlicht die ultra-violette stralen voor, want dit zijn juist de chem isch werkende lichtstralen, die, bijvoorbeeld, zilverzouten ontleden en daarom op de gevoelige fotografische plaat werken, het°een de overige stralen van het spectrum met of ?n veel minderen graad doen. Dit is dus de reden, dat men met zonlicht kan fotografeeren en als wii een fotografische opname van het zonnesoectrum maken, dan zullen wij daarop dus ook de absorptiestrepen van het ultra-violette licht kunnen zien en daaruit besluiten trekken aangaande temperaturen, die nog hooger zijn dan de reeds genoemde. In het algemeen kan men dus zeggen, dat twee sterren, wier licht hetzelfde spectrum levert, ook ongeveer dezelfde temperatuur zullen hebben en hoe meer het spectrum zich naar de violette en ultraviolette zijde uitbreidt, des te hooger is de temperatuui van de ster. , , Doch nu kan men nog verder gaan. De beroemde En^elsche astronoom Lockyer heeft aangetoond, dat! bij zeer sterke verhitting, het aantal der spectraallijnen van één en hetzelfde element aanzienlijk toeneemt, zoodat bijv. ijzerdamp, die bij de temperatuui van de Bunsen'sche gasvlam ongeveer io0 spectraal liinen geeft, er in den electnschen hchtboog met minder 'dan '2000 vertoont. Men kan dus ook, uit het -]Q9 aantal der spectraallijnen van een bepaald element op een ster, besluiten trekken aangaande haar meer of minder hooge temperatuur. En zoo vond Lockyer, bijvoorbeeld, dat de spectraal-lijnen van ijzerdamp in de fotosfeer van de zon dezelfde zijn als die, welke die damp vertoont bij de temperatuur van den electrischen lichtboog. Daaruit volgt, dat de temperatuur van de zon niet veel meer dan (5000 a 8000° C. kan bedragen, in elk geval dus een vrij wat bescheidener bedrag dan vroeger werd aangenomen, toen men meende die temperatuur bij millioenen graden te moeten rekenen. Ten slotte heeft de spectraal-analyse van de hemellichamen nog tot andere verrassende gevolgtrekkingen geleid. Het nieuwste en grootste wonder van de „chemie des hemels" is, dat de spectroskoop ons zelfs ook uitsluitsel kan geven aangaande den aard en de snelheid van de beweging der hemellichamen. Reeds sedert geruimen tijd wist men, dat de zoogenaamde .,vaste sterren" volstrekt niet onbeweeglijk aan den hemel zijn bevestigd, doch dat zij zich zelfs met een aanzienlijke snelheid verplaatsen. En nu is het zeker wel één der schitterendste overwinningen van den menschelijken geest, dat men, zonder eenige feitelijke meting, niet slechts de richting der beweging van hemellichamen kan bepalen, die zich op zulke ontzettende afstanden bevinden, doch dat men zelfs de snelheid dier beweging, tot in kilometers per sekonde, kan vaststellen. Deze geniale methode berust op een ontdekking, die eigenlijk reeds in 1824 door Christiaan Doppler te Praag, doch alleen ten opzichte van het geluid, gedaan werd, zoodat men daarvan spreekt, als het beginsel van Doppler. Het is trouwens een verschijnsel, dat elk lezer wel eens heeft waar- genomen, namelijk: dat het geluid, bijvoorbeeld van de stoomfluit van een locomotief, voortdurend hoog ei schiint te worden, als deze ons nadert, doch lager, als zij zich van ons v e r w ij d e r t. De verklaring daarvan, die wij aan Doppler te danken. hebben, is deze, dat de luchttrillingen van het geluid, bij het naderen der locomotief, elkaar sneller opvolgen dan bij het stilstaan, daar zij dan telkens een steeds korter wordenden weg naar ons oor hebben at te leo^en en er dus meer in denzelfden tijd ons oor bereiken, terwijl dit bij het verwijderen juist omge- lets dergelijks geschiedt nu ook met de trillingen van den aether, die het verschijnsel van „licht teweegbrengen en waarop, voor het eerst in lob», door William Huggins insgelijks het beginsel van Doppler werd toegepast. Men vond namelijk, dat de spectraal-lijnen van de vaste sterren, voor een en hetzelfde element, zich langzamerhand verschuiven, nu eens meer naar het violette, dan weer meer naar het roode gedeelte van het spectrum, dus voorbij de onveranderlijke plaats, die zij bij een stilstaand voorwerp steeds innemen. Daar nu de aethertnllingen van het violette licht een grootere, die van het roode licht een geringere snelheid hebben dan die van de tusschenliggende kleuren, zoo beteekent dit verschuiven dus niets anders, dan dat de snelheid der aethertnllingen, die ons oog bereiken van het licht eener ster, in het ééne geval toe-, in het andere afgenomen is. En de verklaring daarvan kan geen aiidere zijn dan dat, evenals bij het beginse van Doppler voor het geluid, in het eerste geval de aethertrillingen elkaar sneller opvolgen, dat er dus in denzelfden tijd meer den spectroskoop bereiken, met andere woorden: dat de ster ons nadert, teiwiil in het laatste geval het aantal trillingen \ ei mindert, dus de ster zich van ons verwijdert. Ln m uit den graad dier verplaatsing van de spectraal-lijnen kan men zelfs de snelheid, in kilometers per sekonde, bepalen, waarmede een ster ons nadert of zich van ons verwijdert. Dezelfde methode levert ons ook nog een nieuw bewijs voor de draaiende beweging der zon om haar as, die vroeger reeds uit de verplaatsing der zonnevlekken was afgeleid. Uit de verschuiving, die wij waarnemen in de spectraal-lijnen van het zonnespectrum, kunnen wij het besluit trekken, dat de ééne rand der zon zich naar ons toe, de andere zich van ons af beweegt. HOOFDSTUK XII. De zon. Van alle hemellichamen is de zon voor ons het heerlijkste en het liefelijkste en sedert de oudste tijden heeft de mensch haar dan ook geëerd, ja zells aangebeden. Zij toch is niet slechts het voornaamste lid van het verheven gezelschap, dat wij „zonnestelsel noemen, de koningin, die al hare onderdanen: de planeten en hare wachters, in bedwang houdt en de loopbanen daarvan bepaalt, doch zij is ook onze bron van warmte en licht, zonder welke geen leven op de aarde mogelijk is. Zonneschijn is voor ons gelijkluidend met: leven, gezondheid en geluk. Over de chemische samenstelling, den physischen toestand, de temperatuur en den aard van het licht van de zon, heeft de vernuftige methode der spectraalanalyse ons verrassende gegevens geleverd, waarovei wij reeds in het vorige hoofdstuk gesproken hebben. Doch enkele mededeelingen over den oorsprong en het vermoedelijke voortbestaan van de warmte der zon moeten noodzakelijk nog daaraan toegevoegd worden. .. Het schitterendste licht, dat wij kunstmatig kunnen voortbrengen, is mat en dof, als wij het met het zonlicht vergelijken. En hoewel, zooals wij in het vorige hoofdstuk zagen, de vroegere overdreven opgaven omtrent de temperatuur door het nieuwere onderzoek aanmerkelijk besnoeid werden, zoo heerscht toch op ile zon een geweldige hitte, die niet veel minder kan bedragen dan 8000°C. Een ruwe schatting heeft geleerd, dat, als de oppervlakte der zon geheel en al bedekt was met een laag ijs ter dikte van 1200 meters, al dat ijs binnen één uur tijds volkomen gesmolten zou zijn. Reeds alleen het bedrag aan warmte en energie, dat door de warmtestraling der zon op de aarde aankomt, is reusachtig groot, zooals door prof. Langley met zijn uiterst gevoelig meet-instrument, den bolometer (zie bldz. 121), bewezen is. Volgens Scheinet1 te Potsdam, straalt de zon, in haar geheel, gedurende een jaar, een bedrag aan warmte uit, dat, in calorieën uitgedrukt, voorgesteld zou worden door een getal, dat met 58 begint en uit 33 cijfers bestaat. En nu ontvangt de aarde daarvan, wel is waar, slechts het uiterst bescheiden aandeel van één 2735-millioenste, doch zelfs dit vertegenwoordigt nog het eerbiedwaardige bedrag van 96.000 billioen calorieën ! Men wete daarbij, dat een calorie of warmt eéénheid de hoeveelheid warmte voorstelt, welke in staat is om 1 gram water van 0 tot 1° C. te verwarmen. En zoo zou de warmte, die de aarde jaarlijks van de zon ontvangt, voldoende zijn, om 960 millioen kubieke meters water van 0° O aan het koken te brengen. Welk een duizelingwekkend bedrag dus, alleen reeds voor het nietige stipje in het heelal, dat wij aarde noemen. En al de ontzettende hoeveelheden arbeid, die op onze planeet verricht wordt, zoowel die, welke door machines, door nienschen en dieren, door waterkracht en wind voortgebracht wordt, als die, welke den plantengroei, den spierarbeid, ja zelfs den hersenarbeid van den mensch, in een woord: alle leven en beweging, mogelijk maakt, is ten slotte ontleend aan dat onbeteekenende 2735-millioenste geeedeelte van de warmte-energie, die de zon uitstraalt. Die gezamenlijke energie \an de zon vertegenwoordigt een arbeid, die, in een sekonde, in staat zou zijn, om een gewicht van 32 bOO millioen tonnen (elk van 1000 K.G.) op te heffen tot de hoogte van een kilometer. De zon kan daarom geen gloeiend lichaam zijn, dat eenvoudig bezig is met af te koelen want door lJ10f. Moulton is berekend, dat het afgeven van warmte, in het bovengenoemde bedrag, met langer zou kunnen duren dan 3000 jaren. Omgekeerd zouden de helden van Troje, vóór ongeveer 30Ü0 jaren, in het, toch reeds zoo heete, krijgsgewoel, nog met twee maal zoo veel warmte van de zon gezegend zijn, dan wil nu van haar ontvangen. Bovendien is de zon aeen eenvoudige brandende massa, zooals een kolenvuur, daar in dit geval, na reeds ongeveer 1000 jaren, althans een zekere daling van de temperatuur zou waargenomen zijn, doch daarvan is in den geheelen historischen tijd niets bekend. , . , De theorie, die als de aannemelijkste mag beschouwd worden, is die, welke H el m hol tz reeds in l&w heeft bekend gemaakt. Zijn meening was, dat ae zwaartekracht onophoudelijk samentrekking van de zonnemassa of het instorten van de uitwendige gedeelten veroorzaakt en dat zich door die instorting, op haar beurt, genoeg warmte ontwikkelt, om het warmteverlies door uitstraling te vergoeden. De berekeningen van Helmholtz leerden, dat een samentrekking van ongeveer 30 meters per jaar voor dat doel voldoende zou zijn. In de laatste jaren is die schatting echter opgevoerd tot 54 meters. Doch zelfs by dit vermeerderd bedrag, is de vereischte inkrimping zoo onbeteekenend, in vergelijking met den onmete- •128 lijken omvang van de zon, dat er een onafgebroken samentrekking, op die schaal, van ongeveer 6000 jaren zou noodig zijn, om zelfs met onze sterkste kijkers een spoor van volumeverandering der zon te kunnen waarnemen. Bij het aannemen van deze voortdurende samentrekking moet er echter éénmaal een tijd komen, dat de zon reeds ingekrompen is tot zulk een graad van vastheid, dat geen verdere inkrimping meer mogelijk is. Daar dan het verlies aan warmte niet meer kan worden aangevuld, zou het lichaam van de zon dus beginnen af te koelen. Doch voor ons is dit geen reden om ongerust te zijn, want het zal, volgens bovengenoemde theorie, ongeveer 10 millioen jaren duren, vóór de zon te koud zal geworden zijn, cro het leven op de aarde te onderhouden. Sedert de ontdekking van het radium is er nog een andere, niet onaannemelijke, theorie op den voorgrond gekomen, om het behoud der zonnewarmte te verklaren, namelijk: dat de radio-actieve stollen daaraan een belangrijk aandeel zouden nemen. Doch de theorie der samentrekking, als gevolg van de zwaartekracht, is, volgens de meeste geleerden, reeds op zich zelf een meer dan voldoende verklaring. Lord Kei vin heeft er op gewezen, dat diezelfde oorzaak voldoende was, om volkomen rekenschap te geven van de onderaardsche warmte op onze planeet, van de warmte van de zon en die van alle sterren in het heelal. De dampkring van de aarde schijnt ongeveer de helft van de zonnestralen op te slorpen, die van de zon tot ons komen. Deze opslorpende werking is zeer merkbaar, als de zon zich laag aan den hemel, dicht bij den horizon, bevindt, want dan is haar warmte en licht duidelijk sterk verminderd. Van de lichtstralen worden de 'blauwe het sterkst door den dampkring opgeslorpt en daardoor wordt de roode 129 kleur verklaard, die de zon bij het op-en ondergaan aanneemt, vooral daar hare stralen dan een veel orooteren weg door den dampkring moeten doorfoopen, dan wanneer zij hoog aan den hemel staat. Wat ons echter vooral moet verbazen, dat is het onnoemelijk bedrag van de stralende warmte der zon die schijnbaar in de hemelruimte verlor en gaat, in vergelijking van de hoeveelheid, die rechtstreeks o[ de hemellichamen van ons zonnestelsel valt. Voor ^e narde hebhen wij dat hierboven reeds opgegeven, alle planeten te zamen vangen niet meer dan een honderd millioenste van de uitgestraalde zonnewarmte on Wat er van het overige wordt, weten wij met. Het schitterende witgloeiende lichaam van de zon, dat wij met het oog kunnen waarnemen, is omhuld door velschillende lagen van gassena^^aJEhaar stoffen, op dezelfde wijze als onze.aardboldoor haar dampkring omgeven is (zie fig. 1 /, bldz. 10 ). lagen zijn doorzichtig, evenals onze dampkring, en zoo zien wij het witgloeiende, helder lichtgevende lichaam VRDit'witgloeiende heldere gedeelte wordt v/'o? dat licht beteekent, vormt, zooals wij reeds &ezeJ hebben het binnenste gedeelte van de zon, dat wij kunnen zien Bii het onderzoek door een goeden kijker vertoont 'het een fijn gestippelde str^tuur^ als van glinsterende korrels, ongeveer zooals ujst korrels, met tusschenliggende kleine donkere te^ Deze korreltjes, die reeds met een gewonen zvvakken kiiker kunnen waargenomen worden, zynby milharden over de^ oppervlakte der zon verspreid en maken op ons oog den indruk, alsof zij met tallooze lichtere en donkerder kiezelsteentjes bedekt is. Men noemt deze korrelige struktuur, OP , "VT on blz 139 duidelijk te onderscheiden is, ne nlanulaüe (koneling) der zon. Doch de vergelijking met kiezelsteentjes leide den lezer niet tot onjuiste gevolgtrekkingen omtrent hun afmetingen; men e dwergachtige aarde Men heeft verondersteld, dat men hier te doen heeft met een proces van de een of andere circulatie, waardoor de zon voortdurend hare licht — en warmtestralen kan blijven uitzenden. In de heldere korrels hebben wij misschien massa's te zien van ontzettend sterk verhitte stof, die uit het inwendige van de zon opstijgen. De donkere tusschenruimten zouden dan stof voorstellen, die afgekoeld en donker geworden is door het verlies van haar warmte en licht en die daardoor weer in den zonne-oven terugvalt. Het nieuwere fotografische onderzoek van de zon, waarover wij op bldz. 111 gesproken hebben, heeft dan ook geleerd, dat die granulaties volstrekt geen verwarde massa's vormen, zooals men vroeger meende, doch dat daarin, volgens bepaalde wetten, geregelde stroomingen plaats hebben. Zij bewijzen, dat de oppervlakte der zon eigenlijk nooit in rust is, daar twee opnamen, met een tusschenruimte van slechts 10 minuten, reeds zooveel verschillen, dat er verschuivingen van vele kilometers voor elk vlokje moeten hebben plaats gehad. Daar de verschijnselen op de zon alle van grooten invloed zijn op de toestanden op onze aarde, zal de verdere studie van deze granulaties en van haar invloed op de overige verschijnselen van de oppervlakte der zon, in den naasten tijd waarschijnlijk nog van groote beteekenis worden. Een algemeen bekend verschijnsel van de fotosfeer zijn verder de zonnevlekken, die men dikwijls daaruit te voorschijn ziet komen (zie Plaat V, bldz. 136). Men kan ze reeds gemakkelijk met een kleinen kijker van 60 millimeters 'waarnemen, doch men neme steeds de noodige voorzorgen voor de beschutting der oogen. Voor het waarnemen van de zon door kijkers worden daarbij gekleurde, donkere, liefst blauwe glazen, zoogenaamde „zonneglazen", geleverd, die aan het oculairgedeelte bevestigd worden, om het zonlicht te temperen. Bij voorzichtig gebruik Plaat V. De zon, met. verschillende groepen van vlekken. Naar een fotografische opname van de sterrenwacht te Greenwich. e kruis over de zonneschijf behoort niet tot deze, doch tot den kijker, waarmede de fotografie genomen werd. levert dan de waarneming geen gevaar voor de oogen op. De zonnevlekken zijn verschillend van duur; somtijds duren zij slechts enkele dagen, somtijds ook wel een maand of langer. Een vlek bestaat gewoonlijk uit een donker gedeelte in het midden, de donkere kern of umbra (= schaduw), en een minder donkere omzooming daaromheen, de zoogenaamde penumbra (= halfschaduw). Deze onderdeelen zijn op plaat V[, op bladz. 139 duidelijk te zien. De donkere kern of umbra heeft gewoonlijk het voorkomen van een diep gat in de fotosfeer; doch dat het werkelijk een opening zou zijn, heeft men volstrekt niet met zekerheid kunnen bewijzen. Op de plaatsen der fotosfeer, waar een zonnevlek op het punt is te voorschijn te komen, wordt de omgeving dikwijls eerst helder en vormen zich in den regel eerst de zoogenaamde „zonnefak kels", als prachtige witte, vlokkige massa's, die later de vlekken blijven omringen en aan haar rand te zien zijn. De zwarte plekken, die wij met een kijker, als onbeteekenende „vlekjes", waarnemen, zijn in werkelijkheid dikwijls reusachtig van afmetingen en hebben meestal een middellijn van eenige duizenden kilometers. De donkere kern van één enkele vlek van gemiddelde grootte zou verscheidene van onze aardbollen tegelijk kunnen verzwelgen. Zonnevlekken verschijnen gewoonlijk niet afzonderlijk, doch in groepen. Het gezamenlijke gebied van zulk een groep kan een onnoemelijke uitgebreidheid hebben, dikwijls zoo groot, dat het één honderdste van de geheele oppervlakte der zon bedekt. Zeer groote vlekken kan men reeds zonder eenigen kijker onderscheiden, hetzij door een, met roet bedekt, glas of gewoon met het bloote oog, als de lucht mistig is of de zon laag bij den horizon staat. In Maart 1905 vormde zich zulk een groep van vlekken, die duidelijk met het bloote oog te zien was en waarvan de lengte 176.000. de breedte 102.000 K.M. bedroeg, overeenkomende met »/30 van de geheele oppervlakte der zonneschijf en een gebied omvattend, dat 200 malen grooter was dan de geheele oppervlakte der aarde. . De kern van de zonnevlekken is echter niet werkelijk donker. Zij schijnt alleen zoo te zijn, dooide tegenstelling met het uiterst schelle licht van de schitterende fotosfeer in de omgeving en men heelt gevonden, dat die kern zelfs een licht uitstraalt, dat nog 5000 malen sterker is dan dat van een even groot stuk van de volle maan. De vlekken, die zich vormen, groeien in betrekkelijk korten tijd tot een aanzienlijke grootte aan, en verdwijnen dan plotseling. Zij schijnen dan weg te krimpen, als gevolg van de fotosfeer, die er zich weer boven sluit. Dat de zon om een as wentelt, wordt, behalve door despectroskopische waarnemingen volgens het beginsel van Dop pier, ook bewezen door de voortdurende plaatsverandering van alle zonnevlekken, in dezelfde richting over de oppervlakte der zon. De tijdruimte, waarin een vlek een geheelen omloop volbrengt, hangt echter af van de plaats, die zij op de zonneschijf inneemt. Een vlek, die in de buurt van den aequator der zon gelegen is, volbrengt een omwenteling in ongeveer 2o dagen. Hoe verder een vlek van den aequator verwijderd is, des te langer is de benoodigde tijdruimte. Een vlek, die ongeveer in het midden tusschen den aequator en de °polen der zon is gelegen, gebruikt voor een omloop 27 dagen. Er komen vlekken voor, zoowel ten noorden als ten zuiden van den zonne-aequator, hoewel zij, sedert er geregelde waarnemingen plaats hadden. — dat is: in de laatste vijitig jaien een weinig veelvuldiger in de zuidelijker gedeelten voorgekomen schijnen te zijn. Plaat VI. Foto van een gedeelte der zon, met een zonnevlek. Uit het voorgaande zal men zien, dat de zon niet rondwentelt op dezelfde wijze als de aarde, doch dat verschillende onderdeelen zich met verschillende snelheden bewegen. Van deze eigenaardige omwenteling kan men zich tot nog toe geen rekenschap creven: het eenige wat wij er uit kunnen afleiden is, dat de zon in geen geval in haar buitenste deelen uit vaste stoffen bestaat. _ De eerste poging, om eenige regelmatigheid te ontdekken in het verschijnen der zonnevlekken, werd in 1852 gedaan door Schwabe, een eenvoudigen apotheker te Dessau. Hij vond, dat haar aantal en haar gezamenlijke oppervlakte toe- en afneemt in den loop van een, telkens terugkeerende, periode van ongeveer IIV4 jaren; in het ééne gedeelte van deze periode zijn zij groot en talrijk, in het andere cering in aantal en klein. Deze geregelde terugkeer van de minima en maxima noemt men de „periodiciteit der zonnevlekken". Een afdoende verklaring daarvan is tot nog toe niet gegeven, doch zij schijnt de meeste verschijnselen te beheerschen, die met den invloed van de zon in verband staan. II. De omkeerende laag. Dit is een laag van betrekkelijk niet zeer heete gassen, die onmiddellijk boven de fotosfeer gelegen is (zie lig. 17, bldz. 131). Wij kunnen haar nooit rechtstreeks waarnemen en het eenige bewijs voor haar bestaan is de merkwaardige omkeering van het zonnespectrum, waarover wij reeds gesproken hebben (bldz. 132), en die ontstaat, als, bij een totale zonsverduistering, de vooruitschuivende rani van de maan gedurende enkele oogenbhkken, als zij juist de schitterende fotosfeer heeft verborgen, zich over den dunnen rand beweegt, welks kant naar ons toe gekeerd is. De vluchtige oogenbhkken, die dit omgekeerde spectrum duurt, bewijzen ons, dat de laag betrekkelijk ondiep is, n.1. niet veel dieper dan ongeveer 800 K.M. Het spectrum van de omkeerende laag, ook wel „tlikker-spectrum" genoemd, wegens bet oogenblikkelijk karakter van de wijziging daarin, was, zooals wij gezien hebben, het eerst in 1870 waargenomen door Young; sedert dien tijd is het, bij verschillende verduisteringen, met goed gevolg gefotografeerd. De laag zelf schijnt in een tamelijk rustigen toestand te verkeeren, een kenmerkende tegenstelling met de ziedende fotosfeer er beneden en de rustelooze chromosfeer er boven. III. De chromosfeer. De chromosfeer — aldus genoemd naar het Grieksche XQüfia (chroma), dat kleur beteekent — is een laag van gassen, die onmiddellijk boven de voorgaande gelegen is. Zij is echter aanmerkelijk dikker dan deze, want, terwijl het bestaan van de omkeerende laag alleen indirect wordt bewezen door den spectroskoop, kan men een gedeelte van de chromosfeer bij een totale verduistering duidelijk zien, als een rand van rood licht. Wij zagen reeds, dat haar dikte 8000 tot 16000 K.M. moet bedragen, dat is: ongeveer tienmaal zooveel als die van de omkeerende laag. Uit haar spectrum blijkt, dat zij hoofdzakelijk bestaat uit waterstof, calcium en helium, alleindampvormigen toestand. Haar roode kleur is hoofdzakelijk te danken aan de gloeiende waterstof. Het element helium heeft zijn naam gekregen naar fjktoff (helios), den Griekschen naam voor zon, omdat men, zooals wij vroeger reeds zagen (blz. 87), oorspronkelijk meende, dat het alleen op de zon, en niet op de aarde, voorkwam. Terwijl Lockyer het reeds in 1868 op de zon had ontdekt, door middel van de spectraal-analyse, vond Ramsav het eerst in 1895 als een bestanddeel van aardsche stoffen en van de dampkringslucht. In den jongsten tijd is het meer bekend geworden als een omzettingsproduct van het raduim. , , , , In verband met de ontzettende zwaartekracht van de zon, zou men wellicht meenen, dat de chromosfeer en de omkeerende laag langzamerhand dichter zouden worden, in de richting van de fotosfeer. L)it is evenwel niet het geval. Deze beide lagen zijn, vreemd genoeg, over haar geheele dikte van dezelfde dichtheid, waardoor het waarschijnlijk wordt, dat de zwaartekracht, in deze streken, tegengewerkt wordt door één of meer andere krachten, die een krachtige drukking uitoefenen, in tegenovergestelde richting van de zwaartekracht. IV. De protuberansen. Bii de bespreking van de totale zonsverduisteringen hebben wij reeds gezien, dat de buitenste oppervlakte van de chromosfeer in hevige beweging verkeert. als een stormachtige zee, en dat door haar vuursolven tot reusachtige hoogten naar boven geslingerd worden. Deze vlammende fonteinen zijn bekend onder den naam van „protuberansen (van het Fr. vrotubérance = voorsprong, gezwel), omda zij het eerst werden waargenomen in den vorm van schitterende, uitstralende verhevenheden achter den rand van de maandschijf, als de zon totaal verduisterd was. Zij zijn van tweeërlei soort: eruptieve en rustiqe. De eruptieve (uitbarstings-) protuberansen springen onmiddellijk, met ontzettende snelheid, uit de chromosfeer op en veranderen met groote snelheid van vorm. Daarentegen hebben de rustige protuberansen een eenigszins boomvormige gedaante en zij veranderen haar vorm slechts langza.am. In de eruptieve protuberansen worden gloeiende gas- massa's opgeworpen tot een hoogte van dikwijls meer dan 500.000 K.M. en met een snelheid van 800 tot 950 K.M. in de sekonde. Men heeft opgemerkt, dat de eruptieve protuberansen het meest voorkomen op die gedeelten van de zon, waar gewoonlijk de zonnevlekken verschijnen, dus in de streken in de nabijheid van den aequator, terwijl de rustige in den regel meer beperkt zijn tot de buurt van de polen. In den aanvang waren de protuberansen uitsluitend tijdens totale zonsverduisteringen waar te nemen. Doch, zooals wij gezien hebben, werd in het jaar 1868 een methode uitgevonden, om ze, door middel van den spectroskoop, ten allen tijde waar te nemen en te bestudeeren, zonder dat het noodig is, om op een verduistering te wachten. Een nog nieuwere aanvulling van den spectroskoop: de spectro-heliograaf, een instrument, dat tegelijkertijd door den Engelschman Hale en den Franschman Deslandres uitgevonden werd, stelt ons in staat, om fotografische opnamen van de zon te maken met het licht, dat slechts door één der gloeiende gassen tegelijk uitgestraald wordt, üp die wijze kunnen wij, bijvoorbeeld, bericht krijgen van hetgeen de gloeiende waterstof, alleen op zich zelf en op een willekeurig oogenblik, op de zon te zien geeft. Ook is het mogelijk, om met dit instrument een reeks van fotografische opnamen te maken, die doen zien, wat er op de zon in verschillende hoogte-lagen plaats heeft. Dit is zeer nuttig, met het oog op de zonnevlekken, want wij zijn daardoor in staat, om nauwkeuriger kennis te nemen van haar werkelijke gedaante, dan ons verschaft wordt door haar zeer verkorte beelden, die wij onmiddellijk in onze kijkers zien. V. De corona. De wonderbare stralenkrans van doorschijnend wit licht dien wij „corona", dat is kroon of krans, noemen en die zich voor ons oog ontplooit tijdens de totale phase eener zonsverduistering, is volstrekt niet een dergelijke laag als de overige omhulsels van de zon? Sover wf reeds gesproken hebben. Zy schiint integendeel te bestaan uit een nevelige massa, Hip in allerlei richtingen naar buiten uitstraalt en zich langzamerhand in°de wereldruimte verliest Men Wft oSemerkt dat haar struktuur een sterke overeenkomst vertoont met de staarten der kometen „n rv.pt de stralen van het noorderlicht. Onze kennis aangaande de corona is echter nog slechts zeer weinig gevorderd. Wij zyn daarmede fot dusver niet zo°o "gelukkig geweest, als met de protuberansen; en voor alles, wat van kunnen komen, zijn wij nog geheel afhankelijk van de kansen en wisselvalligheden van de totale zons verduisteringen. Want alle pogingen o™despectrosi/nni<5fVip methode te bezigen voor het wiiieKeung waarnemen der corona bij het vollezonhcht zooals dit voor de protuberansen mogelijk is, hebben to feïïnte, onder welke de corona zich aan"ons oog vertoont, ^^'Sr^Un baar verschillende verduisteringen Z1J" ™ stroomen vele in getal en stralen rnndom de zon uit, op andere tijden bepalen zij zich slechts tot de middelste gedeelten van de zon, en zijn dan zeer langwerpig, me^veerf^f®^erkt' die de polen der zon versieren. Men heeft opgemerkt, dat deze verandering van vorm nauw tred houdt met de genoemde periodei van 11 /* jar• waarin de zonnevlekken toe- en afnemen. Daarbij A. De totale zonsverduistering van 22 Dec. 1879. Naar een fotografie, te Syracuse genomen. Dit is de corona, zooals zij zich voordoet tijdens de grootste uitbreiding der zonnevlekken. B. De totale zonsverduistering van 28 Mei 1900. Naar een fotografie, genomen door Haunder. Dit is de corona, zooals zij zich voordoet bij de geringste uitbreiding der zonnevlekken. Plaat VII. Vormen van de corona der zon, achtereenvolgens tijdens een maximum en een minimum der zonnevlekken. komt dan de veelstralige, regelmatige vorm overeen met dentijd van het maximum, de onregelmatige vorm, met de lange stralen, alleen met het minimum deizonnevlekken (zie Plaat VII, blz. 145). De stralen zijn dikwiils onbemerkt, als komende uit die streken van de zonne-oppervlakte, waar op dat oogenbUk perkende protuberansen aanwezig zijn; doch het is niet vast o-esteld, dat zulks altijd het geval zou zijn. ° Men heeft nog geen enkele hypothese «P^steld tei verklaring van de struktuur van de corona, of van haar veranderingen in vorm. De groote 'noei,llJk.: heid met het opstellen van theorieën omtrent dit onderwerp, is daarin gelegen, dat wjj zuHieen| o-edeelte van de corona zien op vei korte schaal en niet in haar werkelijken vorm. Het voornaamste, «at wij weten aangaande de samenstelling van de corona is, dat zij bestaat uit stofdeeltjes 'tlie vermengd zijn met een gloeiend gas. Aaif de samenstelling "van dit gas neemrook een Plement deel, dat, voor zoover men weet, met „een enkel der, op dè aarde bekende, elementen overeenkomt en dat men dus „coronium' genoemd hBEr' is echter één punt, dat met zekerheid vastgesteld schijnt te zijn met betrekking tot de corona, namelijk: dat de stof, waaruit zij bestaat, in een uitersten staat van verdunning verkeert, daar zij 'SS» S -«Seniêt Sïï: Se^ tStfme".ef Men heeft Sfri^n^nrnSïoe^m^S^ wat reeds3 gevonden was omtrent de lagen die er onder gelegen zijn (bldz. «2). Er moeten hier dns 14ö sterke krachten heerschen, die in tegengestelden zin van de zwaartekracht werken. IV. De zonnevlekken. De lli/4-jarige periode, gedurende welke de zonnevlekken afwisselen in aantal en grootte, schijnt de werkingen van de zon op dergelijke wijze te beheerschen, als op onze aarde de jaarlijksche periode haar invloed doet gelden op de verschillende omstandigheden van de jaargetijden. Niet alleen wordt, zooals wij zagen, de vorm der corona, in overeenstemming met deze periode, gewijzigd, doch de veelvuldigheid der protuberansen en der fakkels volgt denzelfden regel. En verder is deze onophoudelijke kringloop van maxima en minima niet slechts beperkt tot de zon zelf, doch hij doet ook merkwaardigerwijze, zelfs op de aarde, zijn invloed gelden. Eerst lang na de ontdekking van Schwabe (bldz. 140), aan welke destijds niet veel aandacht werd geschonken, heeft deze zoogenaamde „periodiciteit der zonnevlekken" een punt van ijverig onderzoek door de sterrenkundigen uitgemaakt, juist te meer, wegens de bijzondere beteekenis, die men er aan hechtte voor verschillende verschijnselen op de aarde. Daarbij is ook veel overdrijving voorgekomen, vooral toen de leeken met dit verband bekend werden en zij alle abnormale natuurverschijnselen op de aarde op den breeden rug der zonnevlekken meenden te moeten schuiven. ^Niet alleen de magnetische en electrische storingen op de aarde en, in verband daarmede, het ontstaan van het noorderlicht, doch ook de temperatuur van de lucht, haar vochtigheidstoestand, de barometerstand, de richting en de kracht van den wind, de hoeveelheid regen, ja, wat niet al, zou van de zonnevlekken seS«yBSSBSE der naties, als van het aantal zonnevlekken. namelijk. een .De, . 1 pn hpt aardmagnetisme, der zonnevlekken en t _ fliever tot -elk laatste oc* hetnoordit ^cEtige pool der aarde, hetzelfde is het geval met STfflTS-»? "et a^magnetismen Daaiuit o netjsche stroomen gaan, aarde van tijd tot tijd ma^ die de die niet van haarzelve afkomstig zijn ei ^ genoemde ernstige !z(vken __ die immers telefoonleidingen kunnen ver00fzaken r met de aarde verbonden zijn. Die storm e™ zoo sterk zijn, dat men deze, „nerveuze stormen„ kingen „bovenaardsche" stroo- ETn" de aarde hebben zelfstandige, bijzondere stroomen in de telegraafdraden tengevolge, die veel sterker zijn dan die van de telegraafleiding zelf, zoodat deze niet meer werken. En tegelijk met deze magnetische stormen vertoont zich dan een bijzonder sterk noorderlicht, dat zijn zetel heeft in de hoogere lagen van den dampkring en dat men wel eens vergeleken heeft met den „bliksem" van die „magnetische onweders." Nu is gebleken, dat ook die magnetische stormen om de I I1/4 jaren een maximum, en daartusschen in een minimum, vertoonen en daar deze nauwkeurig samenvallen met de maxima en minima der zonnevlekken, kan het niet anders, of zij zijn van deze laatsten het gevolg. Door Maunder, van het Observatorium te Greenwich, wordt dit op die wijze verklaard, dat, als verlengde corona-stralen door de aswenteling der zon in onze richting worden rondgewenteld, er krachtige magnetische stooten naar onze aarde worden gezonden, op de oogenblikken, dat zulke stralen naar de aarde gericht zijn. Met betrekking tot dit onderwerp is, vóór korten tijd, een uitnemend geschrift in het licht gegeven door Mevrouw Maunder, waarin zij een overzicht geeft van de statistieke opgaven van het Observatorium te Greenwich. en het aantal en de uitbreiding van de vlekken vermeldt, die gedurende een geheelen kringloop van de periodiciteit der zonnevlekken — en wel gedurende de periode van 1889—1901 — verschenen. Uit een nauwkeurige studie van de, daarop betrekking hebbende, tijdstippen komt zij tot het besluit, dat het aantal van die vlekken, welke aan de, van ons afgekeerde, zijde der zon gevormd worden, en die aan de, naar ons toegewende, zijde verdwijnen, veel grooter is dan van die, welke aan onze zijde gevormd worden en aan de andere zijde verdwijnen. Men hield het er meestal voor, dat de invloed van een planeet zonnevlekken zou kunnen voortbrengen, doch deze onderzoekingen maken het meer waarschijnlijk, dat, juist omgekeerd een zekere invloed van de aarde de vlekken tracht te vernietigen. Evenwel meent Mevrouw Man nder dit meer een schijnbaren invloed te moeten noemen, want zij wijst er op, dat het moeilijk zou ziin om in dit opzicht een werkelijke rol aan de aarde toe te schrijven, daar zij zulk een klein voorwerp is, niet slechts in vergelijking van de zon zeil, doch zelfs van vele afzonderlijke vlekken. HOOFDSTUK XIV. De binnenplaneten. Als men van het middelpunt van het zonnestelsel naar den omtrek gaat. dan ontmoet men op zijn weg het eerst de planeet Mercurius. Zij wentelt om de zon op een gemiddelden afstand van ongeveer 58 millioen kilometers. liet daaropvolgende hemellichaam is de planeet Venus, op ongeveer 108 millioen kilometers, dat is: ongeveer den dubbelen afstand van Mercurius, van de zon. Daar eerst dan onze aarde volgt, noemen de sterrenkundigen die planeten, welke zich binnen hare baan bewegen, dat is: Mercurius en Venus, de binnenplaneten, terwijl die, welke daarbuiten om de zon wentelen, de buitenplaneten genoemd worden. Bij het bestudeeren van de binnenplaneten zijn de omstandigheden, onder welke wij onze waarnemingen doen, zoo overeenkomstig van aard voor elk harer, dat wij het best doen, ze alle tegelijk te beschouwen. Wij zullen dus beginnen met het beschouwen van de verschillende standen van een binnenplaneet, gedurende den loop van haar reis om de zon, van de aarde gezien. Als zij zoover mogelijk van ons verwijderd is, dan bevindt zij zich aan de andere zijde van de zon en kunnen wij haar, door den lichtgloed van deze, niet zien. Haar reis vervolgende, o-aat zij aan den linkerkant van de zon voorbij, en is dan op voldoenden afstand van haar licht, om duidelijk gezien te worden. Daarna wendt zij zich opnieuw naar de zon, en gaat dan nogmaals in den lichtschijn van deze voor onze waarneming verloren, in den tijd, dat zij onze aarde op den kortsten afstand voorbijgaat. Vervolgens komt zij daaruit weer langzamerhand aan de rechterzijde in het gezicht te voorschijn, daar zij weer, evenals te voren, op een zekeren afstand van de zon verwijderd is, verdwijnt dan weer aan gene zijde van deze en wij verliezen haar nogmaals uit het oog. Voor de hier genoemde standen worden bepaalde wetenschappelijke uitdrukkingen gebezigd. Als de planeet zich aan de tegenovergestelde zijde van de zon bevindt als de aarde, dan wordt zij gezegd met de zon in conjunctie of samenstand te zijn, daai zij in dezelfde richting gezien wordt als deze en wel spreekt men in dit geval van „bovenste conjunctie , daar de planeet dan, in dien samenstand, zoover mogelijk van de aarde staat, dus de zon zich tusschen deze en de planeet bevindt (zie fig. 18, A op blz. 154). Heeft de planeet zich zoover mogelijk ter linkerzijde van de zon verwijderd, bevindt zij zich dus op den grootst mogelijken oostelijken afstand van de zon. dus onder den grootsten hoek ten oosten, welken de zon en de planeet, van de aarde gezien, met elkaar kunnen maken, dan wordt zij| gezeg'd, zich te bevinden in haar „gr ootste oostelijke elongatie (zie lig. 18, C). , Daarna nadert de binnenplaneet weer tot de zon en als wij haar dan weer in dezelfde richting a s deze, dus in conjunctie met de zon, zien, doch op den geringsten afstand van de aarde, zoodat de planeet, volgens fig. 18, E, tusschen de aarde en de 15'2 zon staat, dan bevindt zij zich in haar „benedenste conjunctie' met de zon. Ten slotte spreekt men van „grootste westelijke elongatie," als de planeet zoover mogelijk westelijk, dus aan de rechterzijde van de zon staat en wij haar en de zon dus onder den grootst mogelijken hoek in westelijke richting zien (fig. 18, G). Deze hoek, de elongatie, hetzij oostelijk of westelijk, kan voor Mercurius nooit meer dan 28 graden, voor Venus hoogstens 48 graden bedragen. De voortdurende verplaatsing en de, daardoor gewijzigde, afstand van de aarde, gedurende de omwenteling van een binnenplaneet om de zon, zal natuurlijk groote wijzigingen in hare schijnbare grootte ten gevolge hebben. In haar bovenste conjunctie zal de binnenplaneet, als het verst van ons verwijderd, de geringste afmetingen van hare schijf in een kijker vertoonen, terwijl zij in haar benedenste conjunctie, als lipt dichtst bij de aarde geplaatst, het grootst zal schijnen. In haar grootste elongatie, hetzij oostelijk of westelijk, zal zij natuurlijk een grootte vertoonen, die het midden houdt tusschen de beide vorige. Uit het bovenstaande zou men wellicht geneigd zijn af te leiden, dat het de beste tijd is voor de waarneming van een binnenplaneet met een kijker, als deze zich in hare benedenste conjunctie, dus het dichtst bij ons, bevindt. Doch dat is juist niet het geval, daar het zonlicht dan op die helft van de planeet valt, welke van ons afgekeerd is en de naar ons toegekeerde zijde dus niet verlicht wordt. In de bovenste conjunctie valt het licht, wel is waar, op de, naar ons toegekeerde, zijde van de planeet, maar vooreerst is hare schijf dan, wegens den grooten afstand, zoo uiterst klein en onze waarneming bovendien zoo gestoord door het verblindende licht van de nabijzijnde zon, dat waarnemingen van weinig nut zijn. Tijdens de elongaties echter komt het zonlicht van ter zijde en zien wij de ééne helft van de planeet verlicht en wel bij oostelijke elongatie de rechter-, bij westelijke elongatie de linkerhelft (zie hg. 10). Verschillende standen en verlichting door de zon van een binnenplaneet in haar loopbaan. Overeenkomstige schijngestalten bij bovenstaande standen van een binnenplaneet, van de aarde gezien, met de opvolgende wijzigingen in verlichting en schijnbare grootte. Tig. 18. Loopbaan en schijngestalten van een binnenplaneet. De uitkomsten van deze gunstiger waarnemingen samenvattend, kunnen wij langzamerhand een zekere geringe kennis verzamelen aangaande de oppervlakte van een binnenplaneet. Verder zal men uit het voorgaande gezien hebben, dat de binnenplaneten verschillende schijngestalten vertoonen, die te vergelijken zijn met het wassen en afnemen der maan in haar maandelijkschen kringloop (zie fig. 18). Zoo is bovenste conjunctie feitelijk te vergelijken met volle maan, en benedenste conjunctie met nieuwe maan, terwijl de oostelijke en westelijke elongaties achtereenvolgens kunnen vergeleken worden met eerste en laatste kwartier van de maan. Men zal zich herinneren, hoe de theorie van Copernicus, toen deze schijngestalten voor het eerst door de vroegere astronomen, met hun eenvoudige kijkers, werden waargenomen, daardoor ontzaglijk in kracht gewon, want er was aangetoond, dat, als dat stelsel juist was, de planeten Venus en M e r c u r i u s, zoo deze duidelijker konden gezien worden, noodzakelijk dergelijke schijngestalten moesten vertoonen, zooals zij, van de aarde uit, gezien worden bij de maan. Hierbij zij opgemerkt, dat de astronomische kijker eerst werd uitgevonden in '1009, dus bijna zeventig jaren na den dood van Copernicus. De geringe afstand van Mercurius en \ enus tot de zon, waardoor zij steeds in de nabijheid van deze staan, maakt, dat wij deze planeten nooit anders zien dan kort vóór zonsopgang en kort na zonsondergang. De schijnbare zwenking van een binnenplaneet van de ééne zijde van de zon naar de andere, nu eens aan de oostzijde, dan door de zonnestralen heengaande en daarin onzichtbaar wordend, om later weer aan de westzijde te verschijnen, vormt de verklaring van hetgeen bedoeld wordt met de uitdrukkingen: avond- en morgenster. Een binnenplaneet wordt „avondster" genoemd, als zij zich in haar oostelijke elongatie, dat is: aan de linkerzijde van de zon, bevindt, want, daar zij dan oostelijk van de zon is en zij in het westen ondergaan, zal de planeet dan na cle zon ondergaan, daar beide, ieder op haar beurt, aan het einde van den dag onder den westelijken horizon verdwijnen. Bevindt zich de planeet daarentegen in haar westelijke elongatie, dat is: aan de rechterzijde van de zon. dan is zij, in haar loop, bij deze vooruit, en zal dus' aan den oostelijken horizon opkomen, voor de opkomst der zon, zoodat zij dan „morgenster" genoemd wordt. In zeer oude tijden, vóór er nog bepaalde denkbeelden bestonden aangaande de bewegingen aan den hemel, geloofde men algemeen, dat de morgen- en avondster geheel verschillende hemellichamen waren. Daarom was Venus, als morgenster, bij de ouden bekend onder den naam van „Phosphorus" ot „Lucifer", terwijl zij haar „11 esperus' noemden, als zij avondster was. Daar een binnenplaneet zich beweegt tusschen ons en de zon, zou men wellicht meenen, dat zulk een hemellichaam, telkens als het aan den kant voorbijgaat, die het 'dichtst bij de aarde gelegen is, als een zwarte vlek tegen de helderverlichte zonneschijf zou o-ezien worden. En dit zou ook werkelijk het geval zijn als de baan van een binnenplaneet in hetzelfde vlak was gelegen als de baan van de aarde. Wij hebben echter reeds gezien, dat de loopbanen van de planeten of van hare wachters volstrekt niet in één vlak gelegen zijn en dat het juist om deze reden is dat de maan, in het tijdperk der zoogenaamde nieuwe maan," telkens tusschen ons en de zon 'voorbijgaat en zij deze toch slechts een enkele maal, na verscheidene van die voorbijgangen, verduistert. „Overgangen',' zooals de voorbijgangen van een binnenplaneet over de zonneschijf genoemd worden, vinden dus, wegens dezelfde oorzaak, slechts na zekere geregelde tijdperken plaats; zij staan, wat de omstandigheden betreft, waaronder zij tot stand komen, gelijk met de zonsverduisteringen door de 15G maan. Doch deze laatste zijn veel menigvuldiger, daar de maan ongeveer éénmaal per maand voorbij de zon gaat, terwijl Venus, voor eiken terugkeer tot een volgende benedenste conjunctie, anderhalf jaar noodig heeft en Mercurius ongeveer vier maanden. Hieruit blijkt ook. dat overgangen van Mercurius veel menigvuldiger zullen voorkomen dan die van Yenus. Tot vóór weinige jaren waren de „overgangen van Venus" van groote beteekenis voor de sterrenkundigen, want zij verschaften de beste, destijds beschikbare, middelen om den afstand van de zon tot de aarde te bepalen. Dit werd verkregen, door het bedrag der schijnbare verplaatsing van de planeet, op haren weg over de zonneschijf, van een bepaalde plaats op de aarde gezien, te vergelijken met de verplaatsing, die op een ver verwijderde, andere plaats op de aarde gezien werd. De laatste overgang van Venus had plaats in 4882 en er zal geen nieuwe voorkomen, vóór het jaar 2004, op den 8en Juni, tegen 40 uur 40 min. 's morgens. Daarentegen zijn overgangen van Mercurius van geen groote wetenschappelijke beteekenis. Zij hebben geen belang als hemelverschijnsel voor den leek, want de afmetingen van de planeet zijn zoo klein, dat zij alleen met behulp van een kijker te zien is, terwijl zij over de zonneschijf heengaat. De laatste overgang van Mercurius had plaats op den 44en November 4907 en de volgende zal niet te zien zijn vóór den 6en November 1914. De eerste, die een overgang van een binnenplaneet waarnam, was de beroemde Fransche natuurkundige Gassendi en wel: den overgang van Mercurius op den 7en December 4 631. De eerste maal, dat, voor zoover bekend, ooit een overgang van Venus gezien werd, was op den 24en November 4639. De waarnemer was een zekere Jéremiah Horrox, predikant te Hoole in Lancashire, in Engeland. L>e bedoelde overgang begon kort vóór zonsondergang en dientengevolge waren zijn waarnemingen beperkt tot den tijd van slechts ongeveer een half uur. , , , ^ Een merkwaardig verschijnsel, in verband met cieze overgangen, is bekend onder den naam van den „zwarten droppel". Als een binnenplaneet juist Fig. 19. De „zwarte droppel." haar geheelen weg over de oppervlakte der zon heeft afgelegd, ziet men gewoonlijk, dat zij gedurende een korten tijd, als 't ware, aan den rand van de zon vastgehecht bhjft door iets, wat er uitziet als een donkere verbindingsdraad (zie tig. 19). Uit aeeft aan de planeet tijdelijk het uiterlijk, alsof zij een verlengsel had, ongeveer als een peer met een steel. Doch als die verbinding, welke voortdurend dunner en dunner wordt, ten slotte afgebroken is, ziet men het zwarte lichaam van de planeet duide- A Kü lijk en vrij uitkomen tegen de heldere zonneschijf. Men kan dit verschijnsel ongeveer vergelijken met de wijze, waarop een droppel van een, liefst kleverige, vloeistof voor een poos blijft vasthechten aan het voorwerp, waarvan hij naar beneden valt. Als de planeet zich, omgekeerd, van de zonneschijf verwijdert, ziet men de verbinding zich opnieuw vormen en schijnt zij, vóór de tijd daarvoor aangebroken is, zich aan den rand van de zon vast te hechten. Het geheele verschijnsel van den zwarten droppel is niets anders dan een soort van gezichtsbedrog. Iets dergelijks zal men zien. als men zijn duim en wijsvinger zeer langzaam bij elkaar brengt, tegenover een zeer sterk verlichten achtergrond, lntusschen is deze bijzonderheid gebleken één van de grootste bezwaren te zijn voor de juiste waarneming der overgangen, want het is volkomen onmogelijk, om, onder deze omstandigheden, nauwkeurig het tijdstip vast te stellen, waarop de planeet voor het eerst op de zonneschijf verschijnt en zich daarvan verwijdert. De laatste overgang van Mercuriiis, die, gelijk reeds gezegd, op den 14en November 4907 plaats had, was niet gunstig voor de waarneming in onze streken, tengevolge van het betrokken weer. In Frankrijk echter zag profr. Moye te Montpellier haar onder gunstige omstandigheden, en hij bericht, dat de zwarte droppel gedurende een volle minuut zeer duidelijk zichtbaar bleef. Bij het bestudeeren van de oppervlakten van Venus en Mercurius, door middel van kijkers, ondervinden de waarnemers, zooals van zelf spreekt, zeer veel hinder door de nabijheid van de zon. Als Venus zich in haar grootste elongaties bevindt, verwijdert zij zich, wel is waar, tot op zekeren afstand van den zonnegloed, doch haar oppervlakte is juist dan zoo verblindend helder, dat de merkteekens op hare oppervlakte moeilijk te zien zijn. Mercu- rius daarentegen vertoont een veel matteren lichtschijn, doch haar schijf is, zelfs door een kijker gezien uiterst ldein en bovendien wordt, als rilaneet zich nog gedurende korten tijd na zonsondergang blijft vertoonen — zooals noodzakelijk na zekere tusschenpoozen geschiedt - haar waarneming zeer bemoeilijkt door de nevels, dicht bij de oppei V'Tot on^eveerwijf en twintig jaren geleden, geloofde men algemeen, dat deze beide planeten een omwentelino om hare as volbrachten in ongeveer uren, een meening, die ongetwijfeld gegrond was op een onwillekeurige neiging, om haar bewegingen met die van onze aarde in overeenstemming te brengen. Doch Schiaparelli in Italië en Percival Lowell die zijn waarnemingen deed aan den ^eld®ren^T®t van Arizona en Mexico, zijn onlangs tot het besluit aekomen, dat beide planeten in denzelfden tijd om haar as wentelen, als in haar loopbanen °mde zon, waarvan het gevolg is, dat zij steeds dezeslfde zij naar de zon keeren, zooals de maan dit doet naar de aarde — een eigenaardige staat van zaken, waa ove? wï bij onzen "wachter nog nader zullen spreken. Intusschen mogen wij niet nalaten er op te wijzen, dat het vraagstuk voor Venus nog onzeker is, daar eenioe spectroskopische waarnemingen van den meuwsten tijd op een omwenteling van ongeveer 24 uren W1{}nnhet duidelijke verschil in helderheid tusschen de beide planeten hebben wij reeds gewezen. De oppervlakte van Ven us immers straalt ongeveer vijfmalen zooveel licht uit als die van Mercurius. De werkehj ke lichtkracht vanMercurius staat ongeveer gelijk met die van onze maan en daarom hellen de sterrenkundigen over tot het denkbeeld, dat zij daai'op insf®/J0 ° hikt door een zeer ruwe oppervlakte en het gemis van een feitelijken dampkring. Deze laatste meening wordt nog versterkt door twee omstandigheden. Eén daarvan is, dat, als Mercurius juist op het punt staat, over de oppervlakte van de zon heen te gaan, er geen ring van ditfuus licht rondom haar schijf wordt gezien, zooals het geval zou moeten zijn bij het bezit van een dampkring. Zulk een ontbreken van een dampkring bij een planeet kan alleen verklaard worden door de zoogenaamde „kinetische gastheorie," volgens welke men den gastoestand beschouwt als het gevolg van een onophoudelijk voortgaande beweging der moleculen, die het streven hebben, zich van elkaar te verwijderen. Dientengevolge trachten dus de gasvormige elementen in de wereldruimte te ontsnappen van de hemellichamen, wier zwaartekracht gering is. Waterstofgas, bijvoorbeeld, tracht van onze aarde weg te vliegen, zooals het opstijgen der luchtballons bewijst. Doch die afstootende kracht wordt tegengewerkt door de zwaartekracht van de aarde, die de gasdeeltjes aantrekt, bij waterstof echter zonder gevolg, daar voor dit gas de afstootende werking de overhand heeft. Daarentegen is bij zuurstof en stikstof, die de hoofdbestanddeelen van den dampkring vormen, de aantrekkingskracht der aarde de sterkste en is deze krachtig genoeg, om laatstgenoemde gassen tegen te houden. Op planeten echter, waar de zwaartekracht zwakker is, zullen ook de overige gassen in de wereldruimte verdwijnen en het is dus volkomen in overeenstemming met de kinetische theorie, dat op de maan en Mercurius, die ongeveer van dezelfde grootte zijn, namelijk niet meer dan omstreeks ilI0 van die der aarde, geen spoor van een dampkring gevonden wordt. Ook Mars, wier middellijn slechts ongeveer het dubbele is van die der maan, heefi een zeer ijlen dampkring. Daarentegen blijkt Venus, die ongeveer dezelfde grootte heeft als de aarde, duidelijk een dampkring te bezitten, daar juist vóór 461 rl*t rip nlaneet over de zonneschijf heengaat, een helder' vSichte ring te zien is, die haar donker "SS" van de !eerde"' S SnTvenï 'Lflftt*e„de>ch«- kraciit van Venus is ongeveer gelijk aan dje van Kracni vdi ,g de ?on er onmiddellijk op schilnt. Men heeft' daarom verondersteld, dat deze nooit8eeiü°0deel°van Sre^oppïvSe kunnen waar- XX Het'pï&van MVSeZ?.. ïoj ,£f'warmte ItvangT al's op taar sta„d. ülaneten Zij blijft dus steeds ongeveer op denzelfden nnoeveer overeenkomende met een ster van ae «e orootte Venus heeft een eigenaardig wit licht, en f!°Z: ons de helderste ster aan den hemel. Zij beweegt zich in 224 dagenden ^u^njm de .oji opg^g'êal? aJondTter 1 a 3 uren na zonsondei'gang. HOOFDSTUK XV. De aarde. Wij hebben reeds in het Ie hoofdstuk gezien, dat de mensch in de oude tijden, zooals trouwens natuurlijk was, de aarde beschouwde als een plat vlak, dat zich in elke richting tot op een grooten afstand uitstrekte, doch dat, na verloop van tijd, sommige Grieksche wijsgeeren begonnen te vermoeden, dat zij den vorm van een bol had. Het duurde echter nog eeuwen, vóór men algemeen van die waarheid overtuigd was. De bolvorm is vooreerst daaruit gebleken, dat men, bij de wereldreizen om de aarde, hare oppervlakte in alle richtiogen doorkruist, zonder ooit aan een grens of een rand te komen en dat men, van een zeker punt op de oppervlakte uitgaande, steeds weer tot datzelfde punt terugkeert, tenzij men daarin gestoord wordt door bepaalde hindernissen, zooals het ijs aan de polen. Verder heeft men den bolvorm afgeleid uit een verschijnsel, dat ieder kan waarnemen. Als men zich aan de zeekust op een eenigszins verheven punt bevindt, en men een stoomschip ziet naderen, dan kan men daarvan in den aanvang nog niets anders onder- roof Smede hrtbSL'Sd? SertSnOig^MJ. r0È4i™erhand, als Het «Mij(meer en „eer „adert, ^rSfUit de zee op (6) en" als Fig 20. Een bewijs voor den bolvorm der aarde. f, rr heel Tc? ^S^riclT^oS dln ranfvan het niveau der zee til H) te bevinden. l?ii het verwijderen van een schip ziet men hetzelfde in omgekeerde volgorde, doch bestijgt men, als het oeheel°onder den horizon verdwenen is, den top van geen duin oTeen toren, dan wordt het weer opnieuw „LLor Daar men bij ondervinding weet, dat de horizon ge^n kant heeft, waarvan het,schip naar horizon , niffe verk anng voor het hesctrTven verschijnsel dT°de oppervfakte , der aarde - en dus ook van de zee - bolvormig is en dars- Se^| EB een cirkel Dit kan alleen het geval zijn, ahi de ÏÏde eTdSTS dfpieten 8„r een'ronden wm hebben, die echter niet den ISn^deirHotlf-eï'even^Tè^haduw van de aarde op de maan — somtijds ook hun platte zijde moeten vertoonen. Het gebeurt ook wel, dat wij op de ronde schijven, die deze lichamen aan ons vertoonen, zekere merkteekens voortdurend in dezelfde richting zien voortschuiven, om aan den eenen kant te verdwijnen en aan den anderen kant weer te verschijnen. Zulke lichamen moeten dus bolvormig zijn en het verschijnsel kan slechts het gevolg zijn van de omwenteling van zulk een bol. De halve maan en andere schijngestalten van de maan en van de binnenplaneten leveren nog een nader bewijs van dien bolvorm, daar zij alleen kunnen ontstaan door het zonlicht, dat in verschillende richtingen op de oppervlakten van bolvormige lichamen valt. Een verder bewijs — en wellicht zelfs het gewichtigste van alle — is de voortdurende wijze, waarop de sterren boven ons hoofd steeds voor andere plaats maken, als men zich over grootere afstanden van de aardoppervlakte verplaatst. In de noordelijke streken bevindt zich de Poolster, met hare buren — bijvoorbeeld de sterren van „De Groote Beer" — boven ons hoofd. Begeeft men zich vandaar naar het zuiden, dan dalen die sterren langzamerhand naar den noordelijken horizon naar beneden, terwijl andere sterren schijnen op te komen aan den zuidelijken horizon. De regelmaat, waarmede deze veranderingen plaats grijpen, bewijst, dat elk punt op de oppervlakte der aarde naar een verschillende richting van den hemel gelegen is, en zulk een toestand is alleen mogelijk, als de aarde een bol is. Het is bekend, dat de beroemde Grieksche wijsgeer Aristoteles reeds aan den bolvorm van de aarde geloofde en het was juist dit laatste argument, dat hem van de waarheid daarvan overtuigd had. Het volgende punt, dat wij moeten beschouwen, is de wenteling van de aarde om hare as. Van de a fQ türlpn af hadden de menschen opgemerkt, een, van onder oe ^ dan achtereenvolgens =S%s::5 de maan, als zij zichtbaar was jp7P bewe^in^en ?«rtó&s langs de lijn moeten óf deze zich richting voorbijvliegen. Derhalve moetefi ot^ voortbewegen, S wYhet *0», „ij in dit geval ^^^Vent de'zaak geen die ons bewegen, kan M i zou vrü wat de r '°Ste iïïdBk °%T£«•>omtreSfdêo aard dezer minder gemi*kkeljk f J 'erschaffen, als men de voorbeweging zeker^ te verplaatsen, niet kon WenPe Alfmen z"eh bijvoorbeeld 's avonds in een geslóten spoorwagen, met ».ergelaten gordijntes, bevindt, dan is er niets, dat MBeen^ ^ van de beweging, ten j zekerheid te En zelfs dan is het moe* «mjeWek weten, in welke richtinn ronder wij op de aarde ve^eS^S-v^d. onf aarde wemelt m* ien1 dampkring incluis, «Leo gezamenlijk, met volkomen gelijke voortstuwende kracht en in dezelfde richting, voortbewogen, juist zooals al de voorwerpen binnen den spoorwegwagon deelen in de voorwaartsche beweging van den trein. En daarom is het geen wonder, dat wij ons niet bewust zijn van de omwenteling der aarde, waarvan wij zelfs in't geheel niets bespeurd zouden hebben, waren wij er niet opmerkzaam op geworden door die langzame verplaatsing van de verwijderde hemellichamen, als wij beurtelings aan hen voorbij gevoerd worden. Als wij den avondhemel eenigen tijd in het oog houden, zullen wij spoedig opmerken, dat zijn schijnbare draaiende beweging schijnt plaats te hebben om een bepaald punt, dat zich als onbeweeglijk voordoet en steeds dezelfde plaats schijnt te behouden. Dit punt noemt men de „noordpool van den hemel," en een tamelijk heldere ster, die zeer dicht bij dit middelpunt der beweging gelegen is, wordt daarom de „Poolster" genoemd. Voor de bewoners van het zuidelijk halfrond is er insgelijks aan hun hemel een punt, dat eveneens een onveranderlijke plaats schijnt in te nemen, en men noemt dit de „zuidpool van den hemel." Daar echter de hemel in'tgeheel niet ronddraait, doch de aarde zulks doet, zal men gemakkelijk inzien, dat deze schijnbaar onveranderlijke plaatsen aan den hemel feitelijk de punten zijn, waarheen de as van de aarde gericht is. De plaatsen op de aardoppervlakte zelf, bekend als noord- en zuidpool, zijn eenvoudig de punten, waar de aardas, aangenomen, dat deze werkelijk bestond, verondersteld zou worden naar buiten uit te steken (zie lig. 3, bldz. 20). De noordpool van de aarde ligt dus nauwkeurig onder de noordpool des hemels en de zuidpool der aarde juist onder de zuidpool van den hemel. Wij hebben gezien, dat de aarde éénmaal in ongeveer elke 24 uren om hare denkbeeldige as nit wii zeereen: dat elk voorwerp op de wentelt. gedurende dat tijdsverloop S-S'ifö'ïs SaTvT Ö6 KÏÏiTon^e-nerd. dn, is: met ^ snelheid van I7U0 tUomeu™ Pe.mm^« » « malen sneller dan een ^^;e,^jdTg aa„ »o. 61 in het sterrenbeeld „De Zwaan" /CygnusJ — inden loop van een jaar een dergelijk klein cirkeltje aan den hemel scheen te beschrijven, als het gevolg zou moeten zijn van een beweging der aarde zelf om de de zon. Sedert dien tijd heeft men ongeveer 43 sterren leeren kennen, die kleine verplaatsingen van dergelijken aard vertoonen, welke niet anders zijn te verklaren dan als een schijnbare beweging der ster, tengevolge van een voortdurende omwenteling der aarde om de zon. En zoo is thans de zegepraal van het stelsel van Copernicus volkomen geworden. 177 Als de as van de aarde, om zoo te zeggen „rechtop stond op het vlak, waarin zij om de zon wentelt, dan zou deze laatste natuurlijk steeds op hetzelfde niveau met den aequator blijven. Dit komt op hetzelfde neer, als wanneer men zegt, dat iemand, di aan den aequator geplaatst was, haar ondeJ" ^z® omstandigheden eiken morgen juist in het oosten zou zien opkomen, om op den middag door het zenith, dat is: het punt aan den hemel loodrecht boven ziin hoofd, te gaan en 's avonds weer juist in her westen onder te gaan. Daar zulks aan den aequator onveranderlijk, eiken dag van het Ja^ °I dezelfde wijze zou plaats hebben, zoo is het duidelijk, dat de zon onder deze voorwaarden, op elke willekeurige plaats van de aarde, zich steeds onveranderlijk op een zekere hoogte langs den hemel zou beweoen afhanoende van de geografische bieedte der plaats Derhalve zou. op hoe noordelijker plaats van de aarde men zich bevond, de loopbaan van de zon deste zuidelijker liggen, terwijl zij, van de noordpool zelf bezien, zich steeds rondom den horizon zou beween Evenzoo zou op een, zuidelijker van den aequator gelegen, plaats de loopbaan van de zon noordelijker gelegen zijn en van de zuidpool zou men haar langs den rand van den horizon zieri rondgaan op dezelfde wijze als van de noordpool. Het gevol van een dergelijke regeling zou zijn, dat. elke phiats op de aarde steeds onveranderlijk hetzelfde klimaat zou hebben, in welk geval er dus geen spoor zou bestaan van de gezegende wijziging in de jaargetijden, die voor ons van zulk een onberekenbaar belang zijn. Gelukkig echter is onze veronderstelling niet juut en de veranderingen der jaargetijden zijn juis danken aan het feit, dat de schijnbare beweging van de zon aan den hemel niet dagelijks op een onve anderliike hoogte boven den horizon plaats heeft doch dat zij voortdurend haar loopbaan wijzigt en zij dus in het ééne gedeelte van het jaar zich op een geringe hoogte boven den horizon aan den hemel beweegt, en slechts gedurende korten tijd daarboven blijft, terwijl zij op een anderen tijd op een groote hoogte aan den hemel aan ons voorbijgaat en veel langer boven den horizon blijft. Schijnbaar stijgt de zon gedurende de ééne helft van het jaar eiken dag langzamerhand een weinig hooger aan den hemel, namelijk van den kortsten tot op den langsten dag, om dan, even geleidelijk, gedurende een half jaar, eiken dag weer een weinig lager aan den hemel te blijven, van den langsten tot op den kortsten dag. Daaruit volgt dus, dat elke streek van de aarde, gedurende een zeker gedeelte van het jaar, als de zon hoog aan den hemel stijgt, sterker en langduriger door de zon verwarmd wordt dan gedurende het overige gedeelte van het jaar, als zij lager boven den horizon blijft. Nogmaals echter is de schijn hier juist het omgekeerde van de werkelijkheid. En de aarde is ook in dit geval weer de eigenlijke oorzaak van het gezichtsbedrog, evenals bij de vorige gevallen. De zon stijgt niet inderdaad telkens een weinig hooger boven den horizon op, om dan weer eiken dag minder hoog te stijgen, doch, daar de as van de aarde niet loodrecht, doch schuin, op het vlak van haar loopbaan om de zon staat, zijn in verschillende tijden van het jaar telkens andere gedeelten van de aardoppervlakte naar de zon gekeerd (zie fig. 22, op bldz. 180). In het ééne gedeelte van haar baan zijn dus de noordelijke streken van de aarde naar de zon gewend en in het andere gedeelte de zuidelijke streken. Hieruit volgt dus, dat, als het zomer is op het noordelijk halfrond, het winter is op het zuidelijk — en omgekeerd. Het feit, dat, tengevolge van dezen schuinen stand van de aardas, de zon gedurende een deel van het jaar ten noorden van den aequator staat en gedurende een ander deel ten zuiden, leidt tot een bij- n0 hasin van de maan om de zonder verschijnsel. ' , , als de baan van de naai dekoord- en de zuidzijde van den aequater, zooals "Fig. 22. Zomer en winter. doch dat zij '^'^.^^uitaezette gedeelte langzaam „evolg daarvan .*, dat,tón t^zet^ de schommelt onder ae