Tekst
Onderstaande tekst is niet 100% betrouwbaar

als de maan, zou zich noodzakelijk ten naasten bij in gelijkvormige lagen moeten uitbreiden. De corona behoort dus ongetwijfeld tot de omgeving van de zon. De vraag of de protuberanzen tot de zon of de maan behooren, werd in 1860 opgelost door meting van haar hoogte boven den rand van de maan. 8 jaar daarna vond Janssen met behulp van het spectroskoop, dat zij uit gloeiende waterstof bestaan. Daarmede was ook de opvatting, alsof de protuberanzen wolkachtige vormingen zijn, die door de zon beschenen worden, onmogelijk. Bovendien vonden Janssen en Lockyer, dat men voor haar waarneming niet uitsluitend op de verduisteringen was aangewezen, maar dat men haar, met voldoende instrumenteele hulpmiddelen, ook daarna tot voorwerp van regelmatige waarneming kan maken. Lockyer stelde vast, dat zij ontspringen aan een dun omhulsel, dat de geheele zonneoppervlakte omgeeft en daarvan slechts bijzonder uitstekende gedeelten zijn. Deze atmosfeer, hoofdzakelijk bestaande uit waterstof en waarvan hier en daar gedeelten in den vorm van vlammende tongen en wolken omhoog geslingerd worden, noemde hij chromosfeer. De voortdurende waarneming van de protuberanzen heeft aan het licht gebracht, dat zij aan dezelfde periodiciteit zijn onderworpen als de vlekken; alleen is het minimum hier minder duidelijk gekenmerkt. Men verdeelt haar dikwijls in 2 klassen: wolkachtige (fig. 1, plaat II) en eruptieve (fig- 2, plaat II) protuberanzen. Haar grootte loopt zeer uiteen. Terwijl het gemiddelde 40"—50" bedraagt, zijn ook zulke van 10' waargenomen, waarbij te bedenken valt, dat 1' correspondeert met een hoogte van meer dan 40 000 km.

Een groot aantal phvsici en astrophysici is sedert jaren bezig geweest om een zoo goed mogelijke samenstelling van het zonnespeclrum te geven en de golflengte van zijn lijnen te bepalen. Het meest omvangrijke onderzoek heeft men aan RowXand en zijn leerlingen te danken. Hun „Preliminary Table of Solar Spectrum Wave Lengths" (1896) bevat de halflengten van ongeveer 20 000 lijnen. Daar echter de onderzoekingen in het laboratorium over de spectra van verschillende elementen met die op astrophysisch gebied geen gelijken tred hebben gehouden en er bovendien nog menig scheikundig element bestaat, dat ons onbekend bleef, is onze kennis van de samenstelling van de zonneatmosfeer bij die van haar spectrum achter gebleven. Bij den tegenwoordigen stand van onze kennis komt een 44-tal van de ons bekende elementen in de atmosfeer van de zon voor. Van het eigenlijk zonnespectrum wijkt dat der vlekken al eenigszins af. Niet alleen de intensiteit, maar ook het voorkomen van een gedeelte der lijnen is veranderd. Zoo worden de lijnen van sommige elementen sterk verbreed, maar niet alle. Andere worden versterkt, vooral die van vanadium, en weder andere zooals bij waterstof en calcium worden omgekeerd, d. i. zij worden van absorptie-, emissielijnen. In de vlekken en fakkels ziet men sommige spectraallijnen merkwaardige vormen aannemen, waaruit sommigen, op grond van het beginsel van Doppler-Fizeau, concludeeren tot sterke bewegingen. Volkomen verschillend van het spectrum van het zonnelichaam zijn de spectra der omgeving. Hier treft men alleen emissiespectra en wel in hoofdzaak van lichtende gassen aan. Wezen wij er reeds op, dat het hoofdbestanddeel van de lichtende protuberanzen-gassen waterstof is, na langduri¬

ge waarneming vond men tevens, dat naast waterstof bijna steeds calcium en dikwijls wellicht ook helium voorkomt. In de minder vaak optredende zoogenaamde metallieke werden ook nog ijzer, aluminium enz. gevonden. Van het spectrum der protuberanzen is dat van de bovenste lagen van de chromosfeer nauwelijks verschillend; alleen zijn hier nog vaker metaallijnen zichtbaar, welke verder in de onderste laag overheerschen. Was deze laatste aanvankelijk alleen bij een verduistering kort vóór en na de totaliteit gedurende het bliksemachtig opflikkeren van de phostosfeer flash geheeten, waarneembaar, in de laatste jaren van de voorgaande eeuw heeft men met behulp van de photografie kunnen aantoonen, dat een zeer groot aantal van de Fraunhofersche lijnen in deze laag als heldere (omgekeerde) lijnen optreden. Bijna alle scheikundige elementen konden worden herkend, terwijl de afzonderlijke tot op verschillende hoogten zichtbaar zijn. Alleen konden nog niet alle Fraunhofersche lijnen in het spectrum van de chromosfeer gevonden worden en komen ook haar intensiteiten niet altijd met die van dat van Fraunhofer overeen. De naam van omkeerende laag, dien Young aan de onderste lagen van de chromosfeer gaf, is daarom wellicht niet gerechtvaardigd. Het spectrum van de corona is gedeeltelijk dat van een gloeiend, vast lichaam. Daarenboven bezit zij een spectrum van 6 heldere lijnen, over wier oorsprong men in het onzekere verkeert en die men daarom dikwijls toeschrijft aan een hypotetisch element, coronium.

De lichtende oppervlakte van de zon, de photosfeer, kan wat haar helderheid betreft, alleen met het electrisch booglicht worden vergeleken. Volgens de beste photometrische bepalingen is de zon 570 000 maal helderder dan de volle maan en bijna 4 000 millioen maal helderder dan Jupiter. De intensiteit der straling neemt naar den rand toe af en wel, zooals uit onderstaande tabel, welke de resultaten van metingen door Vogel geeft, voorwarmteen lichtstralen blijkt, in ongelijke mate:

Afstand van , Lichtstralen. I

het middel- Warmte"

punt. se. ]{ofKi Groen. Violet.

0,00 100 100 100 100

0,20 99 99 99 98

0,40 97 98 94 93

0,60 92 95 86 82

0,80 81 84 71 64

0,80 70 71 57 48

1,00 (40) 30 16 13

De oorzaak van deze afnemende intensiteit moet worden gezocht in de absorptie in de zonneatmosfeer.Daaruit volgt, dat wij slechts eengedeelte van de hoeveelheid warmte en licht ontvangen, welke door de zon werkelijk wordt uitgestraald en dat zij zonder atmosfeer veel warmer, veel helderder en meer wit van kleur zou zijn. Voor het bedrag van deie absorptie zijn zeer uiteenloopende waarden opgegeven. Vogel schat haar, op grond van zijn waarnemingen, op ongeveer de helft van de geheele uitstraling. Bij het vaststellen van de hoeveelheid warmte, welke door de zon wordt uitgestraald, stuit men op twee moeilijkheden, vooreerst gelegen in de

Sluiten