Tekst
Onderstaande tekst is niet 100% betrouwbaar

planetenstelsel, waartoe de aarde behoort, is naar inhoud en massa verreweg het grootste lichaam van dit stelsel en voor alle planeten en haar wachters de bron van licht en warmte.

Daar de aarde zich beweegt in een elhps rondom de zon, welke zich in het ééne brandpunt daarvan bevindt, is de afstand van deze beide lichamen veranderlijk. Het gemiddeld bedrag van den zonsafstand is een van de belangrijke elementen der sterrenkunde; het vormt de eenheid bij de berekening van de onderlinge afstanden der hemellichamen. Volgens de derde wet van Kepler verhouden zich de derde machten der gemiddelde afstanden van twee planeten tot de zon als de vierkanten harer omloopstijden. Zijn dus deze laatste door waarneming bekend, dan kan men de onderlinge verhouding der gemiddelde afstanden berekenen. Evenzoo kan men den afstand van die vaste sterren, wier jaarlijksche parailaxis (zie aldaar) bepaald is, uitdrukken in de genoemde eenheid. Om het bedrag van den zonsafstand in km. te kunnen uitdrukken, moet de parailaxis der zon bekend zijn. Deze zonsparallaxis kan men wegens haar gering bedrag niet rechtstreeks vinden door het bepalen van zonshoogten op verschillende plaatsen der aarde. De waarden, door Aristarchus (260 v. Chr.) en Ptolemaëus (130 n. Chr.) op deze wijze bepaald (3 , resp. 2'50") waren dan ook zeer onnauwkeurig. Kepler leidde uit de Mars-waarnemingen van Tycho Brahe af, dat de zonneparallaxis niet meer dan 1' kon bedragen. De eerste meer nauwkeurige waarde 9",5 berekende D. Cassini in 1672 uit de gelijktijdige Mars-waarnemingen van Richter te Cayenne en Picard te Parijs. In 1663 wees Gregory en in 1678 vooral Halley op de belangrijkheid van de Venusovergangen (zie aldaar) voor de bepaling van de zonneparallaxis, en na dien tijd zijn alle overgangen vanVenus (1761,1696,1769 en 1882) met dat doel zorgvuldig waargenomen. De waarden, uit de beide laatste overgangen afgeleid, liggen tusschen 8",75 en 8",88. Ook andere methoden hebben bij de bepaling van de zonneparallaxis toepassing gevonden. Newcomb berekende haar uit nauwkeurig waargenomen onregelmatigheden in de beweging van dé maan, tengevolge van de storende werking der zon, de zoogenaamde parallactische ongelijkheid op 8",794. Ook de waarneming der oppositie van Mars, alsmede die van die kleine planeten, welke dicht bij de aarde komen, met name van Eros, kan tot het doel leiden. Daartoe is de oppositie van Eros van October 1900 tot Januari 1901, waarbij hij de aarde tot op 0,315 aardstralen naderde, volgens een door Loewy opgesteld programma op een groot aantal sterrenwachten waargenomen, waarbij de plaats van de planeet ten opzichte van naburige vaste sterren op photografischen weg werd vastgelegd. Ofschoon de definitieve bewerking van het materiaal door de Parijsche sterrenwacht nog niet is geëindigd, werd toch reeds het resultaat voor de waarnemingen van de sterrenwacht te Greenwich vastgesteld. Uit 151 en resp. 103 waarnemingen berekende Chrislie voor de zonneparallaxis de waarde 8",800 i 0",0044. Al deze methoden stellen de kennis van de waarde van den aardstraal voorop. Toch kan men den zonneafstand ook vinden, wanneermen, onafhankelijk van sterrenkundige waarnemingen, de snelheid van het licht langs natuurkundigen weg bepaalt en den tijd kent, waarin het licht van de zon de aarde bereikt. Volgens de nieuwste bepalin¬

gen van Perrotin bedraagt de snelheid van het licht in de ledige ruimte 299900 km.; in verband met de waarde van de aberratie-constante volgens Nyréns volgt daaruit een zonneafstand van 149,37 millioen km. overeenkomende met een zonneparallaxis van 8",81. Een nieuwe methode ter bepaling van de zonneparallaxis, welke ook uit een ander oogpunt van belang is, werd aangegeven door Küstner. De groote nauwkeurigheid, waarmede langs spectografischen weg de beweging der vaste sterren in de richting der gezichtlijn kan worden gemeten en die bijv. deze snelheid tot op 0,1 km. nauwkeurig per seconde leert kennen, schept de mogelijkheid om uit deze bepalingen, gepaard aan die van de snelheid van het licht, de zonneparallaxis te berekenen. Uit slechts 18 spectografische opnamen van Arcturus van Juni 1904 tot Januari 1905 berekende Küstner de gemiddelde snelheid van de aarde in haar baan op 29,617 km., waaruit, in verband met een lichtsnelheid van 299 865 km., een zonneparallaxis volgt van 8",844 ± 0",017. De geringe waarde van de waarschijnlijke fout van dit resultaat toont aan, dat het mogelijk moet zijn uit een voldoend aantal waarnemingen de zonneparallaxis met alle gewenschte nauwkeurigheid te bepalen. Ook levert het geringe verschil tusschen deze waarde en die, welke langs zuiver sterrenkundigen weg zijn gevonden, het bewijs voor de juistheid van het beginsel van Doppler, dat den grondslag vormt van alle spectografische methoden, terwijl deze astrophysische methode om de fundamenteele constante te bepalen, een nieuwen schakel vormt tusschen astrometrie en astrophysica. Uit de discussie van alle volgens de toenmaals bekende methoden bepaalde waarden der zonneparallaxis heeft Newcomb in 1895 de waarde 8",797 afgeleid. Afgerond tot 8",8, wordt zij vanaf 1900 aan alle sterrenkundige berekeningen ten grondslag gelegd. Zij komt overeen met een zonneafstand van 149,5 millioen km. Het licht doorloopt dezen afstand in 8 minuten en 18,5 seconden. Kon het geluid zich door de wereldruimte voortplanten, dan zou het 14,5 jaar noodig hebben, om van de zon naar de aarde te komen. Een spoortrein met een snelheid van 90 km. per uur zou er ongeveer 190 jaar over doen. Een onnauwkeurigheid van 0",1 in de zonneparallaxis veroorzaakt in den zonneafstand reeds een fout van 1,66 millioen km. en voor den afstand van Neptunus bijv. van 50 millioen km. Daar de excentricitiet van de aardbaan ongeveer 1:60 bedraagt, wordt de zonneafstand in het perihelium ongeveer 2,5 millioen km. kleiner en in het aphelium evenveel grooter dan de boven aangegeven gemiddelde waarde.

Op den gemiddelden afstand vertoont zich vervolgens Auwer de schijnbare middellijn van de zon onder een hoek van 31'59",2 of 1919",2, overeenkomende met een ware middellijn van 1 391 000 km. d. i. ongeveer 1,8 maar de middellijn van de maanbaan. Daar de oppervlakken van twee bollen zich verhouden als de vierkanten van hun stralen, is de oppervlakte van de zon 11 900 maal zoo groot als die van de aarde. Haar inhoud is 1 300 000 maal en haar massa 324 439 maal zoo groot als die van de aarde. De gemiddelde dichtheid bedraagt slechts 0,255 van die van onze aarde of ongeveer '/4 van die van water. De gravitatieconstante is aan haar oppervlakte 27,6 maal zoo groot als aan die van de aarde.

Aan het bloote oog vertoont de lichtende opper-

Sluiten