Tekst
Onderstaande tekst is niet 100% betrouwbaar

onderscheiding van de warmte, afkomstig van de zon zelf, en die, afkomstig van haar omgeving, en in de tweede plaats in het berekenen van de absorptie in onze atmosfeer. De eerste geslaagde waarnemingen werden door Pouillet en J. Herschel met een pyrheliometer (zie aldaar) verricht. Latere, meer nauwkeurige waarnemingen en verbeterde instrumenten (aktino- en bolometer, zie aldaar) leidden tot het resultaat, dat de Solaire constante, d. i. de hoeveelheid gram-calorieën, welke een v. cm. van het aardoppervlak, bij loodrecht opvallende stralen per minuut zou ontvangen, 2,5 bedraagt. Bij de pogingen om te komen tot het vaststellen van de temperatuur der zon, moet in het oog worden gehouden, dat men van een bepaalde temperatuur eigenlijk niet spreken kan, omdat deze in de verschillende lagen enorme verschillen zal vertoonen. Ook wanneer men daarvan afziet, zou men uit stralingswaarnemingen alleen dan tot de werkelijke temperatuur kunnen besluiten, wanneer het stralingsvermogen van de zonneatmosfeer bekend was. Omdat ons echter ieder gegeven daaromtrent ontbreekt, dienen wij ons te bepalen tot het opmaken van de effectieve temperatuur, d. i. de temperatuur, welke een laag lampzwart van dezelfde schijnbare grootte als de zon moet hebben, om dezelfde hoeveelheid warmte uit te stralen. Maar ook zoo kan men het vraagstuk niet zuiver oplossen, omdat het verband tusschen straling en temperatuur van een lichaam bij de temperaturen, die op de zon heerschen onbekend is. Zoo vonden Secchi en Ericssen, aannemende, dat de straling evenredig is met de temperatuur (Newton), dat de effectieve temperatuur millioenen graden bedroeg. Daarentegen vonden Pouillet en Vicaire, uitgaande van een door Dulong en Petit proefondervindelijk afgeleide wet, dat zij tusschen 1500° en 2500° C. moest liggen, terwijl Wilson en Gray op grond van de strafingswet van Stefan (zie Stralina) komen tot een effectieve temperatuur,

welke, door de nieuwste waarde van de solaire constante (2,5) aan te nemen, ongeveer 6 000° C. bedraagt. Ook op andere wijze is men tot een oogenschijnlijk tamelijk zekere effectieve temperatuur gekomen, door uit te gaan van de verschuivingswet van Wien, volgens welke in het emissiespectrum van een absoluut zwart lichaam het product van absolute temperatuur en golflengte van het intensiteitsmaximum een constante is. Deze constante is proefondervindelijk bepaald. Stelt men verder de golflengte van het intensiteitsmaximum in het zonnespectrum op 0,0005 mm. dan vindt men voor de effectieve temperatuur 5600° C. Met behulp van een „pyrometrischen verrekijker", een kijker verbonden met een thermoëlement, vonden eindelijk Féry en Millochau voor de effectieve temperatuur, door vergelijking met die van den electrischen oven, een waarde van 5620° C. Voor zoover de waarnemingen reiken, is de door de zon uitgestraalde warmtehoeveelheid standvastig. Ter verklaring van dit feit, zijn twee hypothesen opgesteld: die van Mayer leidt de standvastigheid of uit den gestadigen toevoer van kinetische energie door op de zon vallende meteorieten, die van Helmholtz verklaart haar uit de samentrekking van de zonnemassa, gesteund door de condensatie van haar gassen tot den vloeibaren en vasten toestand. Ofschoon ongetwijfeld een gedeelte van de zonnewarmte ontstaan is op de wijze, als door Mayer aangegeven, moet dit een on¬

beduidende fractie zijn. Young schat haar op minder dan wij per seconde ontvangen. Bij den tegenwoordigen stand van het vraagstuk, schijnt derhalve de hypothese van Helmholtz de meest aannemelijke. Daarvan uitgaande vindt Newcomb dat, als de zon haar tegenwoordige uitstraling behoudt, zij over 5 millioen jaar tot op de halve middellijn zal zijn samengetrokken. Haar dichtheid zal alsdan 8 maal de tegenwoordige bedragen, zoodat nauwelijks aan te nemen is, dat zij als dan nog gasvormig zal zijn. Bij verdere uitstraling begint dus haar temperatuur te dalen. Newcomb concludeert daaruit dat de zon waarschijnlijk geen 10 millioen jaar meer het tegenwoordig leven op aarde zal mogelijk maken. Op grond van overeenkomstige redeneeringen schat Young haar leeftijd op 18 millioen jaar.

Over de natuurkundige gesteldheid van de zon en de wetten, welke de talrijke verschijnselen en processen op haar oppervlakte beheerschen, bestaat in het algemeen nog veel onzekerheid. Toen Kirchoff voor ruim 50 jaar zijn opvattingen ontwikkelde, was het waarnemingsmateriaal nog zeer spaarzaam. Daardoor kon hij zijn theorie slechts op enkele zaken, ofschoon dan toch de hoofdzaken, toepassen. Hij toonde aan, dat een koele zonnekern, omgeven door een dubbele wolkenlaag (Wilson-Herschel) onmogelijk was en bewees, dat de zon een gloeiend lichaam moet zijn, waardoor hij den grondslag legde voor alle volgende theorieën, welke de vele afzonderlijke verschijnselen moeten verklaren. Ongeveer gelijktijdig (1877) stelden Secchi, Faye en Zöllner met dat doel uitvoerige theorieën op omtrent de natuurkundige gesteldheid van de zon, welke echter thans bezwaarlijk meer kunnen worden aanvaard. Van de oudere vermelden wij daarom alleen de zonnetheorie van Young. Hij vat de zon, met

uitzondering van een zeer dunne oppervlaktelaag, als een gasmassa op, welke door den hoogen druk, waaronder zij verkeert, een taaie, pekachtige consistentie heeft. De photosfeer houdt hij voor een laag wolken, ontstaan door condensatie en drijvende in niet gecondenseerde gassen en dampen, welke de omkeerende laag in de chromosfeer vormen. De protuberanzen zijn uitsluitend massa's van deze chromosfeer, welk door stormen en stroomingen boven het algemeen niveau geslingerd worden en schijnbaar in de benedenste lagen van de corona drijven. De aard van de corona is nog raadselachtig; ongetwijfeld is zij gedeeltelijk een omhulsel, bestaande uit een nog onbekend gas (coronium), welk omhulsel op de chromosfeer drijft. De zonnevlekken beschouwt Young niet als verdiepingen in de chromosfeer; hij meent, dat zij zich, in de ge-' vallen, waarin haar warmtestraling die van de omringende zonneoppervlakte overtreft, op belangrijke hoogten bevinden. Haar donkere kleur acht hij veroorzaakt door absorptie. Zoowel voor het ontstaan als de periodiciteit der vlakken geeft zijn theorie geen verklaring, terwijl zij zich voor die van de standvastige straling althans gedeeltelijk bij Helmholtz aansluit.

In de laatste 25 jaar zijn een aantal nieuwe zonnetheorieën opgesteld, waaronder vooral die van A. Schmidt en W. H. Julius zich onderscheidt door opvattingen, welke van de gewoonlijk gangbare verschillen. Schmidt vat de zon op als een onbegrensde, gasvormige massa, waarin zich tengevolge van uitstraling en omwenteling voortdurend convectie-

Sluiten