Elsevier's Geïllustreerd Maandschrift. Jaargang 4

[p. 320]

De beweging der vaste sterren.
Door A.A. Nijland.

I.

In den loop der tijden hebben onze wereldbeschouwingen al heel wat veranderingen ondergaan. Tegenwoordig zal, al komen er ook nu en dan nog brochures uit als die van Dr. (!) C. Schöpffer: ‘Die Erde steht fest’, niemand er meer aan twijfelen, dat de aarde in vier-en-twintig uur om haar as draait en tevens in een jaar een' kring om de zon beschrijft.

Indertijd heeft het zeer veel moeite gekost, het geloof aan een beweging der aarde ingang te doen vinden. Men wilde zoo graag in onze planeet het middelpunt van de schepping zien en kwam dus op tegen de bewering, dat zij slechts een nietig onderdeel zou zijn van het groote geheel dat zonnestelsel heet: de zon het middelpunt, de vorstin, omgeven door haar trawanten, de planeten. Het denkbeeld van een draaiende aarde, reeds in de oudheid gevoed door Aristarchus (280 v. Chr.), werd in het begin der 16^e eeuw op nieuw uitgesproken door Copernicus. Het vond echter zeer veel tegenkanting, vooral op gronden van theologischen aard, van de zijde van wat toen de hoogste macht op aarde was, de geestelijkheid; zelfs moest een der eerste en grootste aanhangers van Copernicus' leer, Galileo Galilei - de man wiens sterfdag niet lang geleden in Italië zoo luisterrijk herdacht is - in 1633 voor de inquisitie te Rome zijn meeningen geknield afzweren. Toen hij zich weer oprichtte, zou Galilei de zoo dikwijls aangehaalde woorden gemompeld hebben: ‘E pur si muove.’

Nadat Galilei's tijdgenoot Keppler door de eerste zijner drie beroemde wetten - de planeten loopen om de zon in ellipsen - het zeer ingewikkelde Copernicaansche stelsel vereenvoudigd had, vond dit langzamerhand meer aanhangers. In het midden der zeventiende eeuw verkondigde Newton de hypothese, dat er een algemeene aantrekkingskracht heerscht, die tusschen elk paar stofdeeltjes werkt, evenredig aan hun massa's en omgekeerd evenredig met het kwadraat van hun' afstand. Newton liet zien, hoe door wiskundige beschouwingen uit deze hypothese de drie Kepplersche wetten noodzakelijk voortvloeien, hoe de bewegingen der planeten zijn moeten, zooals Keppler ze uit waarnemingen had afgeleid. En er is geen wet, die zoozeer als Newton's ‘wet der gravitatie’ bevestigd is geworden, door allerlei later ontdekte bizonderheden in den loop der planeten, die aanvankelijk juist met die wet in strijd schenen te zijn. Echter moest deze wijziging in Kepplers leer aangebracht worden: Niet draait de aarde in een ellips om de zon, maar zon en aarde wentelen om hun gemeenschappelijk zwaartepunt.

Eén argument tegen de leer van Copernicus-Keppler-Newton was nog steeds niet ontzenuwd. Als ik van Oost naar West op een' weg rijd, schijnen alle boomen langs den weg van West naar Oost te gaan. Als de aarde in een' kring zich om de zon beweegt, moet alles wat wij waarnemen, zoowel planeten als vaste sterren, een afspiegeling van dien kring vertoonen.

[p. 321]

In Januari en Juli staat de aarde op twee tegenover elkaar gelegen punten van haar baan; van zeker standpunt gezien staat bijvoorbeeld de aarde in Januari rechts van de zon, maar dan in Juli links. 't Is nu duidelijk, dat elke ster in Januari een andere plaats moet schijnen in te nemen dan in Juli. Er bestaat zoogenaamd verschilzicht, parallaxis, in de richting, waarin een ster waargenomen wordt in Januari en in Juli. Loop om een tafel heen, in welker midden de zon gedacht wordt en let er al loopende op, tegen welke punten der zoldering een lamp, die boven de tafel hangt, zich projecteert. De lamp schijnt plaatsen in te nemen, die samen een gesloten figuur vormen, van denzelfden aard als de tafelrand; de lamp schijnt een' weg te beschrijven, geheel van den vorm, dien de tafelrand heeft, gezien uit de lamp.

Mutatis mutandis: de tafelrand wordt de nagenoeg cirkelvormige aardbaan, de lamp een ster, die dus een' cirkel schijnt te beschrijven, kleiner naar mate ze verder verwijderd is. Immers in diezelfde mate lijkt, uit de ster gezien, de aardbaan kleiner. Is de ster niet vertikaal boven het midden der aardbaan, dan ziet ze den cirkel in 't verkort, dus als ellips: omgekeerd schijnt nu ook deze ster geen cirkelvormige maar een elliptische ‘parallaktische’ baan te beschrijven.

Wat de planeten betreft, bij deze was die schijnbaar kringvormige zoogenaamd parallaktische beweging reeds lang opgemerkt: gecombineerd met de werkelijke beweging der planeten om de zon deed ze slangvormige of lusvormige banen ontstaan, die reeds in de oudheid tot in bizonderheden bekend waren. Maar ook de ‘vaste’ sterren moesten een parallaktische beweging hebben, moesten in Januari een andere plaats innemen dan in Juli. En daarvan was nu niets te bespeuren. De vaste sterren schenen werkelijk ‘vast’ te zijn, in den loop van het jaar was niet de minste verandering te ontdekken in den vorm of in de grootte der sterrebeelden. Tegenstanders van het Copernicaansche stelsel smeedden uit dit feit geduchte wapenen tegen de nieuwe leer. Voorstanders, zooals Huygens, trachtten de zaak te verklaren door den ontzettenden afstand, waarop de sterren van ons zonnestelsel verwijderd zijn: zij hebben wel een parallaktische beweging, maar te klein om waargenomen te worden.

Ten slotte besloot een Engelsch astronoom, Bradley, stelselmatig naar de parallaxis te zoeken. Weliswaar was zijn resultaat nul: zoo er al een parallaxis der vaste sterren bestond, dan was ze toch voor dezen uitstekenden waarnemer, wien buitengewoon goede, door hem zelf samengestelde instrumenten ten dienste stonden, volkomen onmerkbaar. Maar wel vond hij iets anders, iets, dat niet voorzien was, maar dat nu een even grooten steun aan Copernicus' leer gaf, als de parallaxis zou gedaan hebben: Bradley zocht naar parallaxis, en vond de aberratie en daarmede het bewijs voor de beweging der aarde.

Door parallaxis moeten alle sterren een ellipsje beschrijven: dit deden ze werkelijk, maar zóo, dat men onmogelijk aan parallaxis denken kon en er een andere verklaring gezocht moest worden.

Het licht heeft tijd noodig, om zich voort te planten. Men kan spreken van een lichtsnelheid. Wel is die buitengewoon groot - het licht legt ongeveer

[p. 322]

300 millioen meter in de secunde af, dat is dus zeven en een' halven keer der omtrek der aarde! - maar toch niet oneindig groot. Was ze dat, dan zou een licht op volstrekt hetzelfde moment te Utrecht ontstoken en te Amsterdam waargenomen worden. In werkelijkheid ziet Maarsen het eer dan Abkoude, al bedraagt het verschil dan ook slechts éen tweehonderdduizendste secunde.

Wij vangen het met dergelijke eindige snelheid zich voortplantende licht op in een' kijker, welks as evenwijdig gericht moet zijn aan den invallenden lichtstraal. Zoo moet, wil een regendruppel den bodem van een nauwe buis bereiken, deze buis geplaatst zijn evenwijdig aan den vallenden regen. Alles verandert echter wanneer de buis bijvoorbeeld naar voren bewogen wordt, met een snelheid, niet te klein in vergelijking van de valsnelheid van den droppel. De regendroppel die den mond der buis intreedt, bereikt den bodem niet, omdat op het oogenblik, dat hij daar werkelijk zou aankomen, de bodem naar voren uitgeweken is. Wil men den droppel toch de buis in haar geheele lengte laten doorloopen, dan heeft men, terwijl de mond op zijn plaats blijft, eenvoudig den bodem iets naar achteren te bewegen. De buis heeft nu niet meer de richting van den val der droppels, maar helt meer naar voren, meer in de richting van haar eigen beweging over en wel des te sterker naarmate deze beweging sneller is in vergelijking van de valsnelheid der regendroppels.

Zoo staat ook een stok in naar voren hellenden stand in balans op de hand van iemand, die zich naar voren beweegt. Zoo schijnt de zuidenwind voor een schip, dat westwaarts gaat, uit het Z.W. te komen.

Onderstellen we nu, dat een ster juist vertikaal boven ons staat, dan moeten we den kijker niet vertikaal richten, om die ster te zien, maar iets laten hellen. We zijn immers juist in het geval van den droppel tegenover de zich bewegende buis. Onze kijker beweegt zich namelijk, omdat de grond waarop we staan, omdat geheel Nederland, omdat de aarde zich beweegt, en wel met een snelheid, die niet te gering is tegenover de snelheid van het licht. De aardbol draait om een as, waarvan de uiteinden Noord- en Zuidpool heeten en beschrijft haar baan om de zon, terwijl bovendien, zooals later blijken zal, ons geheele zonnestelsel met planeten en asteroïden, manen en kometen een reis door het heelal doet. Deze laatste beweging is, wat haar grootte aangaat, nog niet genoeg onderzocht; de snelheid van de verplaatsing tengevolge der asbeweging is gering naast de snelheid der wenteling om de zon en kan dus hier buiten beschouwing blijven.

Bepalen we ons tot de beweging der aarde in haar baan en denken we ons weer, pour fixer les idées, een ronden tafelrand, voorstellende de baan der aarde om de zon, een punt in het midden der tafel. Vertikaal boven de zon zij op de hanglamp een punt gemerkt, dat een ster verbeeldt. We kiezen nu een oogenblik, dat, uit zeker standpunt gezien, de aarde ten Oosten¹⁾ van de zon staat; haar beweging is dan Zuid-Noord en heeft, zooals we boven zagen, ten gevolge, dat men om onze ster te zien, den kijker niet precies vertikaal moet richten, maar hem iets naar het Noorden moet laten hellen:

1) Deze benaming is hier wel zeer oneigenlijk, maar beveelt zich overigens door duidelijkheid aan.

[p. 323]

de ster schijnt naar het Noorden verplaatst; er is een afwijking - aberratie - van de ware plaats te constateeren.

Drie maanden later staat de aarde ten Noorden van de zon, en is haar beweging Oost-West: de ster wordt gezien ten Westen van haar ware plaats. Volbrengt de aarde in een jaar haar cirkelvormigen loop om de zon, de ster beschrijft schijnbaar ook in een jaar een' cirkel, den zoogenaamden aberratiecirkel. Neemt men de volgorde der hemelstreken aldus: Noord, Oost, Zuid, West, Noord, dan is, om het zoo uit te drukken, de ster steeds éen streek bij de aarde vóor. Staat de aarde ten Z. van de zon, dan wordt de ster gezien ten O. van haar ware plaats. De grootte van het aberratiecirkeltje hangt af van de verhouding der snelheden van licht en aarde, gelijk de grootte der helling van onze buis van straks afhangt van de verhouding der snelheden van buis en regendruppel. De aarde legt in haar baan gemiddeld dertig kilometer per seconde af - dat is bijna den afstand Amsterdam - Utrecht - maar de snelheid van het licht is nog tienduizend maal zoo groot, zoodat onze kijker ten slotte slechts zeer weinig, een hoekje van 20 seconden, afwijkt van de verticaal. Twintig secunden! de hoek, waaronder éen Meter gezien wordt op een afstand van 10.000 Meters, éen decimeter gezien aan het eind der Utrechtsche Maliebaan, een schijf van 55 c. M. middellijn op een' weg van éen uur gaans.

Dergelijke kleine hoekjes waren echter zelfs in Bradley's tijd reeds met vrij groote nauwkeurigheid te meten. Bradley kon met groote zekerheid zeggen: een ster, recht boven het midden der aardbaan gelegen, beschrijft in den loop van het jaar een' cirkel met 20″ tot straal en is daarin telkens éen streek bij de aarde voor. De straal van 20″ hangt alleen af van de snelheden van licht en aarde en is dus noodzakelijkerwijze voor alle sterren dezelfde.

Herinneren we ons, wat boven gezegd is omtrent den parallaxis-cirkel, dan komen we tot het besluit: tengevolge van de beweging der aarde beschrijft elke ster tegelijkertijd twee cirkeltjes. Haar plaats in het eene hangt af van de plaats der aarde ten opzichte van de zon, haar plaats in het andere van de richting der beweging van de aarde. De aberratie-cirkel heeft, onafhankelijk van den afstand der ster, 20 secunden tot straal, de parallaktische cirkel is kleiner, naarmate de ster verder af staat, maar blijft, zooals aanstonds blijken zal, ook in de gunstigste gevallen zeer veel kleiner dan de aberratie-cirkel.

't Kan nu duidelijk zijn hoe Bradley naar de parallaxis zocht en de aberratie vond. Hij bepaalde gedurende een jaar de plaatsen van de ster γ Draconis, ongeveer vertikaal boven het midden der aardbaan gelegen, en vond, dat die ster werkelijk een' cirkel beschreef. Toch kon het onmogelijk de parallaxis-cirkel zijn, omdat de richting der verplaatsing niet West was, als de aarde ten Oosten van de zon stond. Bradley dacht lang over dezen vreemden cirkel na, die gevonden werd, terwijl hij naar een anderen cirkel zocht. Ten slotte werd hem de zaak duidelijk en met de aberratie had voortaan de astronomie rekening te houden.

't Is eerst in deze eeuw mogen gelukken parallaxis van vaste sterren te

[p. 324]

bepalen: voor slechts weinige sterren bereikt de straal van den parallaxis-cirkel de grootte van éen halve secunde. Een cent gezien op een' afstand van een groot uur gaans! De aardbaan derhalve gezien op een' afstand, die voor de meest nabijgelegen vaste sterren zestig billioen kilometer bedraagt. Bessel en Struve verrichtten in 1835 de eerste parallaxis-metingen, die een voldoend resultaat opleverden. Bessel vergeleek de schijnbare plaatsen, in den loop van een jaar door de ster 61 Cygni ingenomen met de plaatsen der naburige sterren en vond afwijkingen in de onderlinge ligging, die toegeschreven konden worden aan een parallaxis van 0″.31, d.i. aan een' afstand van 100 billioen kilometer.

Aberratie en parallaxis hebben den laatsten twijfel aan Copernicus' leer opgeheven. Het zijn beide tastbare bewijzen voor de beweging der aarde om de zon; ze geven de ster een schijnbare beweging, die eigenlijk, op twee verschillende wijzen, een afspiegeling van de beweging der aarde is.

Een ster als γ Draconis beschrijft door de combinatie der twee kringen in een jaar een figuur, die veel op een' cirkel lijkt; ze staat 1 Januari 1894 op dezelfde plaats in die figuur als ze 1 Jan. 1893 stond. Ja, ze zou elken eersten Januari weer dezelfde positie moeten nemen, maar - ze doet het niet. Toen Tobias Mayer te Göttingen de plaatsen van sterren nauwkeurig bepaalde, en vergeleek met de vroegere bepalingen van Römer, kon hij zeer merkbare en meetbare veranderingen constateeren niettegenstaande zoowel zijn eigen als Römers waarnemingen herleid waren op 1 Januari van het jaar van waarneming, en dus de invloed van parallaxis en van aberratie reeds in rekening gebracht was. Hij schreef deze plaatsveranderingen toe aan een ‘eigen beweging’, een' motus proprius der ‘vaste’ sterren.

Een eigen beweging! De vaste sterren, tot nu toe gehouden voor symbolen van standvastigheid en onveranderlijkheid, door de Grieken beschouwd als onwrikbaar vastgehouden aan het hemelgewelf, de vaste sterren van hun voetstuk gerukt! De vaste sterren zijn niet vast, noch schijnbaar noch in werkelijkheid. Men moest aan een eigen beweging gelooven; bij honderden sterren was zelfs het bedrag der eigen beweging door Bessel met vrij groote nauwkeurigheid bepaald. Maar men wilde er ook wel aan gelooven: 't zou zelfs zeer vreemd geweest zijn als de zonnen van het heelal niet van plaats veranderden. Gesteld, dat er éen oogenblik volstrekte rust onder die zonnen heerschte, onmiddellijk daarna zouden ze zich onder den invloed van de door Newton geformuleerde wet der algemeene aantrekkingskracht gaan bewegen.

't Is te verwachten, dat de paar duizend sterren, waarvoor de eigen beweging bepaald is, veel verscheidenheid zullen vertoonen, wat bedrag en richting dier beweging betreft. Een paar getallen mogen hier een plaats vinden. De ster ε Indi beweegt zich 4″.5 per jaar, μ Cassiopeiae 3″.8, α Centauri 3″.7 per jaar. De snelste jaarlijksche eigen beweging heeft een ster der zevende grootte, nummer 1830 van de lijst van Groombridge, nl. 7″.0; dan volgt de reeds boven genoemde ster 61 Cygni met 5″.2. Daar ondersteld mag worden dat gemiddeld de dichterbij gelegen sterren een grooteren schijnbaren motus proprius moeten hebben, leidde Bessel uit het zeer groote bedrag 5″.2 af, dat

[p. 325]

61 Cygni belangrijk dichter bij ons zonnestelsel moet staan dan de omgevende sterren, die slechts een geringe eigen beweging vertoonden; reden waarom 61 Cygni, later ook ‘de ster van Bessel’ genoemd, door hem uitgekozen werd voor de eerste parallaxisbepaling.

Zijn de opgenoemde snelheden gering, - 1830 Groombridge heeft 275 jaar noodig om aan den hemel een' boog ter lengte van de middellijn der zon af te leggen - ze zijn groot in vergelijking van de snelheden van verreweg de meeste andere sterren. Men behoeft zich niet ongerust te maken, dat men over ettelijke jaren de sterrebeelden niet meer herkennen zou; Ptolemaeus en Aristarchus zagen ze praktisch precies als onze achterkleinkinderen ze zien zullen.

Zeer is het overzicht der eigen bewegingen vergemakkelijkt door een door Proctor uitgegeven sterrekaart, waarop elke ster voorzien is van een pijltje, dat in grootte en richting de beweging in 36.000 jaar aangeeft. Een blik op die kaart overtuigt ons, dat onze nakomelingen de 19^de eeuwsche afbeeldingen van den Grooten Beer nog zeer goed zullen herkennen, ook al wijken twee van de zeven sterren, waaruit de welbekende Wagen bestaat, in eigen beweging sterk af van de vijf overige, die elkaar vrij wel gezelschap houden. 't Is door die pijltjes, dat Proctor op het denkbeeld van de stardrifts gekomen is, sterrenstroomingen, sterrenscholen die blijkbaar bijeen behooren, sterren, die gezamenlijk op reis zijn. Zoo vormen de vijf zoo even genoemde sterren van den Grooten Beer met enkele andere een stardrift, eveneens de Pleiaden (het Zevengesternte), de meeste sterren van de Kreeft, enz. Laat ik nog even vermelden, dat bij heldere sterren grootere eigen bewegingen voorkomen dan bij zwakke, iets wat geheel in overeenstemming is met de voor de hand liggende onderstelling, dat in het algemeen de heldere sterren dichter bij ons zonnestelsel zich bevinden dan de zwakkere.

Liever staan we iets langer stil bij een ander zeer merkwaardig resultaat, dat uit de pijltjes van Proctors kaart te trekken valt. Er is in hun groepeering, richting en grootte een flauwe regelmaat op te merken: ze zijn niet volkomen toevallig verdeeld over alle richtingen, er bestaat zeer duideiijk een zekere voorliefde voor éen bepaalde richting. De sterren vertoonen in het algemeen een neiging, zich te verwijderen van het sterrebeeld Hercules. In den omtrek van dit sterrebeeld en van de Duif, diametraal tegenover Hercules gelegen, ziet men niets bizonders, maar op den hemelgordel midden tusschen die beide in overweegt duidelijk in de pijltjes de richting van Hercules naar de Duif. Als altijd zijn hiervoor twee verklaringen te vinden Zien we een vaste ster haar parallaxis-kringetje beschrijven, dan kunnen we concludeeren: de ster beschrijft werkelijk een kringvormige baan. Liever trekken we echter het besluit: de beweging is slechts schijnbaar, 't is de aarde die een nagenoeg cirkelvormige baan doorloopt. Zóo ook hier. Alle vaste sterren schijnen zich van Hercules te verwijderen; er is dus veel voor te zeggen dat de aarde of liever ons geheele zonnestelsel zich naar Hercules toe beweegt.

Onze zon met al haar trawanten op reis naar Hercules! 't Lijkt misschien

[p. 326]

vreemd, maar dat is het toch niet. Zelfs was eigenlijk a priori te verwachten, dat de zon niet stil staat. Onze zon bekleedt allerwaarschijnlijkst in het heelal denzelfden rang als de meeste vaste sterren. Voor iemand, die een reis deed naar een dier sterren, zou ons zonnestelsel zich weldra voordoen als een driedubbele ster. Van al onze planeten zou hij alleen Jupiter en Saturnus nog een tijd lang kunnen waarnemen; onze goede aarde, het vroegere middelpunt der schepping, zou al zeer spoedig totaal onzichtbaar zijn! Zoo is het zeer goed mogelijk, dat Sirius, dien wij dubbel zien, middelpunt van een geheel zonnestelsel is, van welks planeten echter door den ontzettend grooten afstand slechts de helderste waargenomen kan worden. De zon is als een der vele duizenden sterren, die wij aan den hemel zien schitteren. Waarom zou ze dan, evenals die sterren, ook geen ‘eigen beweging’ bezitten?

Verschillende waarnemers komen tot vrij wel hetzelfde resultaat wat betreft de richting waarin ons zonnestelsel zich beweegt. Zelfs heeft men een schatting gewaagd omtrent de snelheid, waarmeê de zon reist: Otto Struve vond daarvoor meer dan 7 kilometer per secunde. De baan van ons zonnestelsel zal voorloopig wel niet merkbaar van een rechte lijn verschillen; komen we echter ooit, chi lo sa, betrekkelijk dicht bij een machtige vaste ster, dan zullen we ons aan haar aantrekkingskracht moeten onderwerpen, en beschrijven misschien een bocht om die ster heen.

De eigen beweging van de zon was oorzaak, dat de pijltjes op Proctors kaart de neiging vertoonden om in bepaalden zin te wijzen. De motus proprius der vaste sterren bestaat uit een zoogenaamde motus parallacticus, - het beeld van de beweging der zon - en iets, dat nu met volle recht eigen beweging (motus peculiaris) kan genoemd worden. Deze motus peculiaris wordt door pijltjes aangegeven, die nu geen voorliefde voor zekere richting meer vertoonen.

Echter geeft zelfs de motus peculiaris nog slechts een onvolkomen voorstelling van de wijze waarop een ster zich werkelijk beweegt. Een ster zou met groote snelheid recht op ons aan kunnen komen, zonder dat dit aan een' motus peculiaris te zien was: we zouden er misschien niets van merken, tenzij na een paar eeuwen bleek, dat de ster iets helderder, iets grooter geworden was. Een andere ster kan bijna recht op ons afkomen, zoodat we haar beweging zeer in het verkort zien, dus zeer klein noemen; we zouden die ster een kort pijltje geven, terwijl het toch mogelijk is, dat haar snelheid zeer groot is.

In 't algemeen moet de zoogenaamde beweging loodrecht op de gezichtslijn, de beweging, zooals die zich voor ons projecteert tegen het hemelgewelf, de motus peculiaris, samengesteld worden met de beweging recht op ons toe of recht van ons af, de beweging in de gezichtslijn. En 't is een der meest belangwekkende hoofdstukken uit de fysische astronomie, dat over deze laatste beweging handelt. Tot recht begrip der zaak moeten we ons echter een kleine inleiding getroosten, die we voor het tweede deel van dit opstel bewaren willen.

[p. 327]

II.

Iedereen kent de zes kleuren van den regenboog: rood, oranje, geel, groen, blauw, violet. Iedereen weet ook, hoe deze kleuren in dezelfde volgorde optreden als men door een glazen prisma ziet. Een toestel, die veroorlooft, onder gunstiger omstandigheden het samenstel der zes kleuren, het zoogenaamde spectrum, te bestudeeren, heet een spectroskoop. Er valt licht door een vertikale spleet op een eveneens vertikaal geplaatst prisma; achter dit prisma wordt het spectrum gevormd, en opgevangen in een kijkertje.¹⁾

Een vluchtige beschouwing van het spectrum leert onmiddellijk, dat de verdeeling in zes kleuren geheel willekeurig is. De kleuren gaan vloeiend in elkaar over. Men zou met evenveel recht in plaats van zes, twaalf of honderd ‘kleuren’ kunnen onderscheiden. Ja, men zou des te dichter bij de waarheid komen, naarmate men het spectrum in meer ‘kleuren’ verdeelde.

Hoe ontstaat het spectrum? Twee oorzaken werken hier samen. Vooreerst verandert licht dat schuin op een stuk glas invalt, in het glas zijn richting van voortplanting: een lichtstraal wordt door glas zoogenaamd gebroken. Ten andere bestaat het ‘witte’ licht dat wij van de zon krijgen, uit zeer vele onderdeelen, die geheel verschillende eigenschappen hebben. Niet alleen doen zij ons oog op verschillende wijze aan: de eene lichtsoort noemen wij blauw, een tweede rood, een derde geel; maar ook kiezen zij, gezamenlijk schuin op glas invallende, in het glas elk hun eigen richting van voortplanting. Anders gezegd, de verschillende kleuren worden alle verschillend gebroken. Valt een bundel wit, dat is samengesteld licht op een prisma, dan is na den doorgang het licht ontleed in zijn bestanddeelen. De kleuren, die vóór het prisma te zamen vereenigd waren tot wat wij noemen wit licht, zijn nu elk afzonderlijk te herkennen, zijn uiteen gespreid: er is een spectrum gevormd. In den spectroskoop wordt nu een wit lichtende spleet door het prisma uitgerekt tot een band van dezelfde hoogte als de spleet maar zéer veel breeder, en lichtende in alle kleuren van den regenboog. Elke plaats in het spectrum correspondeert met een bepaalde kleur, met een lichtsoort, die op bepaalde wijze haar weg door het glas heeft gekozen, met licht van bepaalde ‘breekbaarheid.’

Maar kleur en breekbaarheid vormen nog niet het essentieele verschil tusschen de lichtsoorten onderling; een lichtstraal wordt niet gedefinieerd door kleur of breekbaarheid, al was het alleen maar omdat de kleur van ons oog, de breekbaarheid van de glassoort afhangt.

Licht is trilling. Deze onderstelling is door Huygens het eerst uitgesproken, en wordt nu algemeen aangenomen. Als een stuk ijzer verhit wordt, deelt het aan zijn omgeving trillingen mede, die met ontzaglijke snelheid worden voortgeplant en aan ons lichaam den indruk van warmte geven. We voelen de warmte van het ijzer, ofschoon we het niet aanraken. Die trillingen geschieden in

1) Ik geef hier geen beschrijving van het instrument, maar vermeld alleen zijn meest essentieele bestanddeelen; in de praktijk gebruikt men ettelijke hulpmiddelen, voornamelijk lenzen, om de waarneming mogelijk te maken.

[p. 328]

allerlei tempi, waaronder zeer snelle. En wel komen er steeds trillingen van sneller tempo bij, naarmate de verhitting voortgaat. Eindelijk komt een oogenblik - de temperatuur is dan ongeveer 500 graden volgens de schaal van Celsius - dat er trillingen ontstaan van vier honderd billioen maal in de secunde, een tempo, waarvan we ons natuurlijk onmogelijk een begrip kunnen vormen: ‘Het aantal slagen, dat een secundeslinger in 13 millioen jaren zou volbrengen, in een enkele secunde volbracht - de tijdruimte van honderd-dertig-duizend eeuwen op die wijze in een' polsslag samengedrongen.

Deze trillingen bereiken de huid, maar, wat hier voor ons het voornaamste is, bereiken ook het oog en geven daar, hoe doet hier niets ter zake, den indruk van rood licht. We zeggen dus: op 500 graden Celsius begint ijzer rood te gloeien. Gaat de verhitting voort, dan komen er trillingen bij van 500 billioen maal in de secunde, die ons oog den indruk van geel licht geven; daarna zien we licht met 600, 700, 800 billioen tot trillingsgetal en noemen dat respectievelijk groen, blauw, violet; het ijzer is nu witgloeiend, straalt, behalve zeer veel warmte, licht uit van allerlei soorten, die ons oog elk afzonderlijk zouden aandoen als de kleuren van den regenboog, maar gezamenlijk den indruk van wit licht geven.

We zijn nu tot het wezenlijke onderscheid der lichtsoorten doorgedrongen. Rood licht trilt 400 billioen maal per secunde, violet licht 800 billioen maal. Met elke plaats in het spectrum komt licht van zeker trillingsgetal overeen. Als eigenschappen heeft dit licht zekere kleur en zekere breekbaarheid; het trillingsgetal definieert de lichtsoort. - Den lezer zal hier de overeenkomst in 't oog vallen tusschen licht van zekere kleur, d.i. van bepaald trillingsgetal en toon van zekere hoogte, d.i. van bepaald trillingsgetal.

Het spectrum is het geheel der zichtbare stralen, der stralen, waarvan de trillingsgetallen begrepen zijn tusschen 400 en 800 billioen. Trillingen van minder dan 400 of van meer dan 800 billioen malen per secunde kunnen ons niet den indruk van licht geven; ook hier noem ik alleen het feit, zonder te trachten tot zijn oorzaken door te dringen.

't Is te verwachten, dat er verschillende soorten van spectra bestaan: immers zijn er lichtsoorten van verschillenden oorsprong. We kennen wit licht, uitgestraald door de zon, door witgloeiend ijzer of door een electrische lamp, maar we kennen ook groen licht, het licht dat een boomblad afgeeft of dat groen Bengaalsch vuur uitstraalt. Zelfs weet ons oog verschillende schakeeringen van groen te onderscheiden, en een schildersoog ziet in verschillende soorten van groen het rood, geel of blauw dat de oorzaak van de schakeering is. De spectroskoop gaat verder, en ontleedt het licht tot in de kleinste bizonderheden. Wit licht geeft een doorloopend, een zoogenaamd continu spectrum, alle ‘zichtbare’ trillingsgetallen zijn vertegenwoordigd. Groen licht van zekere nuance geeft een spectrum, waarin het groen sterk op den voorgrond treedt, en verder misschien nog enkele gedeelten van geel of blauw te zien zijn. Zelfs zijn er spectra denkbaar, waarin slechts enkele kleuren voorkomen, waarin slechts enkele trillingsgetallen vertegenwoordigd zijn en

[p. 329]

de andere geheel ontbreken. Dit geval heeft in het algemeen plaats bij gassen. Een gloeiend gas geeft een strepen-spectrum, een spectrum van slechts weinige kleuren. Zoo heeft gloeiende natriumdamp een spectrum, waarin vrij wel slechts éen lichtsoort voorkomt, een bepaalde nuance van geel, met 500 billioen tot trillingsgetal. Ook het oog krijgt dus van gloeienden natriumdamp den indruk van geel licht. Gloeiende kaliumdamp heeft een bleek-violette kleur: de spectroskoop vertoont twee strepen in het rood, éen in het blauw. Zoo bestaat het zichtbaar spectrum van waterstof uit drie strepen, resp. in oranje, groen en blauw, die de namen Ηα, Ηβ, Ηγ dragen. Elk gas heeft zijn eigenaardig spectrum, en omgekeerd kan uit het spectrum onmiddellijk een gas herkend worden.

Behalve het ‘continue’ en het ‘strepenspectrum,’ bestaat er nog een derde, voor ons het belangrijkste. Laten we het licht der zon op de spleet van onzen toestel invallen, dan zien we bij voldoende vergrooting een continu spectrum met een groot aantal fijne zwarte strepen, een spectrum dus, waarin op vele plaatsen enkele kleuren, d.i. enkele trillingsgetallen ontbreken. De strepen zijn alle fijn, maar in verschillende mate. Bij een continu spectrum zijn alle trillingsgetallen, gelegen tusschen 400 en 800 billioen, vertegenwoordigd; bij een gas of strepenspectrum zijn slechts enkele lichtsoorten aanwezig, in ons zonnespectrum ontbreken slechts enkele groepen van trillingsgetallen. En wel kunnen de donkere strepen, d.i. de ontbrekende kleuren, voor het meerendeel samengevoegd worden tot groepen, die, voorzoover de plaats, de breedte en het aantal der strepen betreft, volmaakt het spectrum van bekende gassen weergeven. Juist op de plaats, waar de gele streep van natriumlicht zich zou bevinden, vindt men in het zonnespectrum een donkere streep: natriumlicht schijnt in het zonlicht te ontbreken. Zoo bewijzen andere donkere strepen de afwezigheid van het licht van waterstof, ijzer, nikkel, kobalt, magnesium en verscheiden andere stoffen.

De donkere strepen in het zonnespectrum, naar hun ontdekker Fraunhofersche strepen genoemd, wijzen, zooals Kirchhoff heeft aangetoond, op de aanwezigheid van de genoemde stoffen in den zonnedampkring. Immers is waargenomen, dat natriumdamp hetzelfde gele licht, dat hij zelf uitstraalt, ontnemen kan aan het licht van een andere bron, dat dien damp passeeren moet. Neemt men nu aan, dat in den zonnedampkring natriumdamp aanwezig is, dan wordt de mogelijkheid geboren, dat het ‘witte’ licht - d.i. het licht, uit alle zichtbare trillingsgetallen bestaande -, door het gloeiende zonnelichaam uitgestraald, in den zonnedampkring het natriumlicht verliest en dus een Fraunhofersche, zoogenaamde ‘absorptiestreep’ vertoont op die plaats in het spectrum, die gewoonlijk juist door de gele natriumstreep wordt ingenomen. Een dieper ingaan op dit onderwerp zou ons te ver voeren. Wanneer en waarom natriumdamp zijn eigen geel licht opslorpt, als dat afkomstig is van een andere bron, moet hier onbesproken blijven.

Sinds enkele tientallen van jaren heeft Huggins den spectroskoop ook gericht op sterren: het bleek dat bijna alle sterrespectra absorptie-strepen bezitten. En 't zijn deze strepen, die ons terug moeten voeren tot datgene,

[p. 330]

waarmede het eerste deel van dit opstel besloot: de beweging der sterren in de gezichtslijn, de beweging, die hun schijnbare plaats niet verandert, maar ze tot ons doet naderen, of van ons verwijdert.

Er komt een lichtbron, in casu een vaste ster, op ons toe: wat zal er gebeuren? We zagen dat ons oog den indruk van licht ontvangt, zoo zijn netvlies in de secunde een aantal stooten krijgt, inliggende tusschen 400 en 800 billioen. Zoo neemt ons gehoororgaan een hoogeren of lageren toon waar, naarmate de lucht in de windingen van zijn slakkenhuis meer of minder trillingen per secunde volvoert. Vergelijken we deze gevallen met een analogon: A werpt met regelmatige tusschenpoozen stukjes kurk in een snel stroomend water, die stroomafwaarts door B geteld worden. Werpt A éen kurk per secunde, dan passeert bij B in de secunde éen kurk een zekere lijn. Maar nu gaat A, aldoor éen kurk in de secunde werpende, zich naar B toe bewegen: gemakkelijk is in te zien, dat voor B de kurken nu sneller op elkaar schijnen te volgen: A maakt door zijn beweging naar B toe den afstand van twee opeenvolgende kurken kleiner, B ziet er niet meer zestig in de minuut de lijn passeeren, maar misschien 70 of 80, naarmate A langzamer of sneller gaat. (We onderstellen hier, dat A zich altijd langzamer beweegt dan het stroomende water).

Mutatis mutandis: doet een locomotief een zekeren toon hooren, dan stoot de lucht in het oor van een' waarnemer zooveel malen per secunde, als door het trillingsgetal van dien toon wordt aangegeven. Gaat echter de locomotief al fluitende naar den waarnemer toe, dan ontvangt zijn oor in de secunde meer stooten dan met de toonshoogte overeenkomt: de toon dien hij waarneemt krijgt grooter trillingsgetal, d.i. wordt hooger. Buys Ballot nam de proef. Een locomotief passeerde al fluitende een' waarnemer, die een kleine verlaging van toon duidelijk kon waarnemen: immers was iets vroeger de beweging naar hem toe, iets later van hem af gericht.

En nu de overgang van geluid op licht. Straalt een lichaam oorspronkelijk rood licht uit, doet het dus ons netvlies aan met 400 billioen stooten in de secunde, maar gaat het zich nu met groote snelheid naar ons toe bewegen, dan wordt dit aantal grooter; de kleur is niet meer het rood van zoo even, maar helt iets naar het geel over. Beweging van een lichtbron doet de kleur veranderen! Boven was de verandering in het aantal voorbijkomende kurken klein, als A zeer langzaam voortliep, in vergelijking althans van de snelheid van den stroom. Hier is dus de verandering van kleur zeer gering, daar de lichtbron, in casu een ster, zich wel langzaam moet bewegen in vergelijking van de ontzettende snelheid van het licht. Zonder hulpmiddelen zou ons oog dan ook onmogelijk iets van de kleurverandering kunnen merken. Gelukkig vinden we die hulpmiddelen in de absorptiestrepen.

In het spectrum van een ons naderende ster ontbreekt bijvoorbeeld natriumlicht, licht van 510 billioen trillingen per secunde. Dit wordt echter door de beweging der ster tot licht van 511 billioen trillingen. In het spectrum van de zich bewegende ster ontbreekt nu het licht van 511 billioen trillin-

[p. 331]

gen, de natriumstreep neemt, om het zoo uit te drukken, niet meer haar natriumplaats in, maar is naar het blauw verschoven.

Dat is ten slotte het eindresultaat, waartoe deze geheele lange inleiding moest voeren. In een sterrespectrum neemt men absorptiestrepen waar, die blijkens ouderlingen afstand, aantal, groepeering en andere kenteekenen duidelijk de strepen van een bekende stof zijn. Echter zijn ze niet volkomen op hun plaats, maar alle iets verschoven. Conclusie: de ster beweegt zich naar ons toe of van ons af, naar gelang er verschuiving naar violet of naar rood waargenomen is; het bedrag der verschuiving is een maat voor de snelheid der beweging.

Doppler heeft het eerst uitgesproken, dat de beweging eener lichtbron invloed moet hebben op den indruk dien het oog ontvangt; was zijn beginsel juist, hij ging te ver met te beweren dat een zich bewegende ster een andere kleur moest vertoonen dan een stilstaande. Huggins riep de hulp der absorptiestrepen in, om werkelijke bepalingen van de snelheid van de beweging der vaste sterren in de gezichtslijn te ondernemen. Een open vraag kan het altijd nog blijven, in hoever men het recht heeft, een drietal strepen, die niet de plaats van de ons bekende kaliumstrepen innemen, toch aan de aanwezigheid van kalium toe te schrijven. Kan geen andere, ons onbekende stof, een spectrum hebben, ook juist uit deze drie strepen bestaande? Laat ik hierop antwoorden met een citaat uit Newcombs Popular Astronomy: ‘This question can be answered only by an appeal to probabilities. The evidence in the case is much the same as that by which, recognizing the picture of a friend, we conclude that it is not the picture of any one else. For anything we can prove to the contrary, another person might have exactly the same features and might, therefore, make the very same picture. But, as a matter of fact, we know that practically no two men whom we have ever seen do look exactly alike, and it is extremely improbable that they ever would look so. The case is the same in spectrum analysis. Among the great number of substances which have been examined with the spectroscope, no two give the same lines. It is therefore extremely improbable that a given system of lines could be produced by more than one substance.’

Het beginsel van Doppler heeft vele merkwaardige toepassingen.

De zon draait in ongeveer vijf-en-twintig dagen om haar as, zooals te zien is aan de ‘vlekken’, die over de zonneschijf een schijnbare beweging van links naar rechts hebben. 't Is duidelijk, dat de linker rand der schijf naar ons toe moet komen, terwijl de rechter rand zich steeds van ons verwijdert. Wat zien we nu in den spectroskoop? Het spectrum van het licht, door de randen en het midden der zonneschijf uitgestraald, bevat dezelfde Fraunhofersche strepen, maar deze zijn voor den linker rand naar het violet, voor den rechter naar het rood verschoven.

Leidden we uit den motus proprius der vaste sterren af, dat de zon met haar geheele planetenstelsel zich in de richting van het sterrebeeld Hercules beweegt, de spectroskoop bevestigt deze uitkomst. In de buurt van Hercules hebben de sterren gemiddeld spectra, waarvan de strepen naar het violet zijn

[p. 332]

verschoven - een bewijs, dat Hercules tot ons nadert, of wij tot Hercules, wat natuurlijk volmaakt op hetzelfde neerkomt. Daarentegen verraadt de spectroskoop voor de sterren in de omgeving van het sterrebeeld de Duif duidelijk een verwijdering van ons zonnestelsel.

De waarnemingen op dit gebied zijn eigenlijk pas van zeer jongen datum. Huggins was de eerste, die eenigszins vertrouwbare uitkomsten kreeg; later hield zich voornamelijk ook de Greenwicher sterrewacht met de beweging der sterren in de gezichtslijn bezig. Huggins vond voor Sirius, α, en β Orionis en Castor verwijdering met snelheden van resp. 20, 22, 15 en 25 (Engelsche) mijlen per secunde, voor Arcturus, Wega, Pollux toenadering met snelheden van resp. 55, 50, 49 mijlen per secunde. Merken we op, dat de spectroskoop ons de snelheid der beweging leert kennen in volle grootte. Het bedrag van de verschuiving der strepen geeft nl. verhouding van die snelheid tot de ons bekende lichtsnelheid.

De hier en daar zeer belangrijke verschillen tusschen de getallen van Huggins en die van Greenwich geven den indruk, dat de waarnemingen langen tijd nog niet de gewenschte nauwkeurigheid bereikten. Eerst Vogel kan geacht worden den spectroskoop tot een nauwkeurig meetinstrument gemaakt te hebben. Voor mij ligt het eerste deel van den 7^den band der ‘Publicationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam.’ Het ‘enthält die Resultate einer Untersuchung über die Eigenbeweging von 51 Sternen im Visionsradius, die ich im Laufe der vier letzten jahre ausgeführt und zum Abschluss gebracht habe.’ Vogel fotografeert de sterrenspectra. Aan den grooten kijker te Potsdam was een spectroskoop verbonden: een fijne spleet in staal, 1 cM hoog en 1/40 mM breed, waarachter twee prisma's geplaatst waren, die natuurlijk het licht meer uiteenspreiden dan éen; het spectrum wordt daardoor langer en zijn bizonderheden zijn gemakkelijker te zien. Het wordt niet opgevangen in het oog of in een kijkertje, maar op de gevoelige plaat van een fotografie-toestel, muurvast door stalen bouten aan spectroskoop en kijker bevestigd.¹⁾ De stevigheid van den toestel, in zijn geheel spectrograaf genaamd, is een hoofdvereischte. Het toch al niet zeer intense licht der ster gaat door een stelsel lenzen, die elk wat opslorpen en dus minder licht doorlaten dan ze ontvangen; het wordt vervolgens door de prisma's nog uitgebreid tot het bandvormige spectrum. Geen wonder dat zelfs de gevoeligste plaat langen tijd noodig heeft om het beeld van het sterrespectrum in zich op te nemen. Bij Vogels proeven was de duur der expositie meestal éen uur. 't Is nu duidelijk, dat een scherpe fotografie alleen te verkrijgen is, als gedurende dat uur de onderdeelen van het spectrum steeds dezelfde plaats der lichtgevoelige plaat beschijnen.

Groote kijkers hebben een uurwerk, dat ze doet draaien om een as, evenwijdig aan de aardas, even snel als voor ons schijnbaar alle sterren dagelijks om die aardas draaien. De kijker volgt een eenmaal ‘ingestelde’

1) Vergelijk de noot op blz. 327.

[p. 333]

ster. Het uurwerk houdt een ster, waarop men den kijker gericht heeft, in het gezichtsveld. Echter heeft elk uurwerk onregelmatigheden, terwijl bovendien een instrument altijd, hoe dan ook, aan kleine schokken en trillingen blootgesteld is. Het beeld der ster zal dus wel, door het uurwerk, in het veld van den kijker gehouden worden, maar daarom nog niet altijd juist op de fijne spleet vallen. Om dit te bewerken is een klein zijdelingsch kijkertje aangebracht, waardoor men de spleet weerkaatst ziet in het voorvlak van het eerste prisma. Men kan nu zien, of de ster op de spleet is, en, zoo niet, ze er op brengen door middel van een schroef van fijne beweging.

Vogel fotografeerde alleen een klein gedeelte van het spectrum, nl. de omgeving van de derde waterstofstreep, genaamd Ηγ. (Vergelijk bl. 329). Het komt er natuurlijk niet op aan, in welk gedeelte van het spectrum men de verschuiving der strepen constateert, mits slechts met zekerheid de absorptie-streep, die men verdenkt van verschuiving, geidentificeerd is met een bekende streep, in casu Ηγ. Deze identificeering heeft plaats door een buis gevuld met waterstof, die aan het gloeien gebracht wordt door overspringende electrische vonken. De spleet wordt verlicht door de gloeiende waterstof en op de fotografische plaat ontstaat de kunstmatige streep Ηγ vlak boven het sterrespectrum, zoodat de verschuiving gemakkelijk waar te nemen is.

De meting is moeilijker. Door afzonderlijke proeven werd uitgemaakt, wat de beteekenis was van een verschuiving van 1/1000 m. M. Uit de afmetingen van den toestel en de vergrooting der lenzen kon in verband met de bekende snelheid van het licht opgemaakt worden, met welke snelheid van beweging in de gezichtslijn een verschuiving van bepaald bedrag overeenkwam. En wel werd, zooals we boven reeds zagen, die snelheid gevonden in ware grootte, en uitgedrukt in geografische mijlen per secunde.

Echter is een belangrijke correctie aan te brengen. De gevonden snelheid is die van de ster ten opzichte van de aarde; immers op de aarde is de verschuiving waargenomen. Onze planeet beweegt zich echter om de zon en het gevolg is, dat de schijnbare beweging der vaste ster weer gesplitst moet worden in twee deelen: haar werkelijke beweging en wat we de afspiegeling van de beweging der aarde zouden kunnen noemen. Onderstellen we namelijk, dat, van zeker standpunt gezien, de aarde in Januari, April, Juli en October in vier richtingen met betrekking tot de zon staat, die wij gemakshalve ten Oosten, ten Noorden, ten Westen en ten Zuiden zullen noemen en dus haar beweging in die vier deelen van het jaar gericht is naar het Noorden, Westen, Zuiden, Oosten, dan zal ze de ster Castor, die in het Oosten staat, in October naderen, in April zich van hem verwijderen. Had Castor dus geen eigen beweging in de gezichtslijn, dan zou hij toch een dergelijke beweging schijnen te bezitten, in October naar ons toe en in April van ons af gericht, in Januari en Juli tot nul gereduceerd. Een reeks getallen, in den loop van een geheel jaar Castors eigen beweging in de gezichtslijn voorstellende en afgeleid uit de verschuiving der spectrumstrepen geeft slechts dan een goed overzicht van de werkelijke beweging, wanneer de beweging der aarde er uit

[p. 334]

wordt afgezonderd, wanneer, zooals het heet, de herleiding op de zon is aangebracht. Hier volgt een lijstje van waarnemingen van α Aurigae (Capella); de snelheden zijn uitgedrukt in geografische mijlen per secunde.

datum van waarneming.		snelheid in g.m. per secunde.	herleiding op de zon.	herleide snelheid.
6 October	1888	- 0.64	+ 3.34	+ 2.70
22 October	1888	+ 0.63	+ 2.81	+ 3.44
24 October	1888	+ 0.82	+ 2.73	+ 3.55
25 October	1888	+ 0.75	+ 2.68	+ 3.43
28 October	1888	+ 0.78	+ 2.55	+ 3.33
9 November	1888	+ 1.99	+ 1.93	+ 3.92
1 December	1888	+ 2.35	+ 0.62	+ 2.97
13 December	1888	+ 3.48	- 0.16	+ 3.32
2 Januari	1889	+ 4 59	- 1.42	+ 3.17
5 Februari	1889	+ 6.77	- 3.10	+ 3.67
6 Maart	1889	+ 7.21	- 3.68	+ 3.53
15 September	1889	- 0.78	+ 3.64	+ 2.86
				_____
			Gemiddelde + 3.32

De eerste kolom bevat de tijden van waarneming, de tweede de waargenomen beweging in de gezichtslijn - een plusteeken beteekent hierin verwijdering, afgeleid uit de verschuiving der spectrumstrepen naar rood - de derde geeft de snelheid, waarmee de aarde zich op verschillende tijden van het jaar naar Capella toe of van Capella af beweegt, en de vierde, afgeleid uit de vorige twee, geeft de herleide beweging der vaste ster in de gezichtslijn. Waren er geen fouten in de waarneming, en was alles behoorlijk in rekening gebracht, dan moest deze vierde kolom twaalf malen hetzelfde getal bevatten. Men ziet, dat aan dat ideaal nog heel wat ontbreekt. Toch krijgt Vogel veel geringere onderlinge afwijkingen dan Huggins en de Greenwicher sterrewacht vóór hem, en is dus het gemiddelde der twaalf getallen uit de vierde kolom, ten bedrage van + 3.32 geografische mijlen in de secunde, als een waarde voor Capella's beweging in de gezichtslijn te beschouwen, die veel meer vertrouwen verdient, dan de opgaven van Huggins en van Greenwich. In het hier volgende lijstje zijn de getallen van Huggins en Vogel naast elkander gezet.

	Huggins.	Vogel.		Huggins.	Vogel.
Sirius	+ 4.5	- 2.1	Arcturus	- 12.0	- 1.0
α Orionis	+ 4.8	+ 2.3	Wega	- 10.6	- 2.1
β Orionis	+ 3.3	+ 2.2	Pollux	- 10.6	+ 0.2
Castor	+ 5.5	- 4

Steeds zijn Vogels opgaven veel meer te vertrouwen dan de sterk afwijkende

[p. 335]

getallen van Huggins. Billijkheidshalve moet hier bij vermeld worden, dat Huggins' resultaten van zeer ouden datum zijn, en de eerste stappen vertegenwoordigen, door de astronomie in deze richting gedaan.

De besproken methode is niet alleen, op zich zelf beschouwd, zeer vernuftig en mooi, maar ook laat ze veel toepassingen toe. 't Is geen gering voordeel, aanstonds te kunnen zien, of een lichtbron nadert of zich verwijdert, en zelfs met zekere nauwkeurigheid een schatting over de snelheid der beweging te kunnen wagen.

Een enkele toepassing wil ik noemen. Een zeer bekende ster aan den hemel is de ster β van Perseus, Algol, befaamd om haar regelmatig terugkeerende veranderingen van lichtsterkte. Er waren verschillende hypothesen over de oorzaak dezer periodieke lichtwisselingen. De onderstelling, dat een en ander moet worden toegeschreven aan een' donkeren begeleider, die met regelmatige tusschenpoozen het licht der hoofdster gedeeltelijk onderschept en dus verzwakt, heeft door Vogels onderzoek veel aan waarschijnlijkheid gewonnen. Bezit Algol een' begeleider, zichtbaar of niet, dan draaien die twee, althans dit is te verwachten, om hun gemeenschappelijk zwaartepunt. Algol moet dus uitwijkingen beurtelings naar rechts en naar links vertoonen, maar ook beurtelings iets naar ons toe en iets van ons af zich bewegen. Welnu, de spectroskoop verraadt deze laatste bewegingen werkelijk en geeft er bizonderheden van aan, die volkomen met de hypothese omtrent Algol overeenstemmen!

Wanneer de metingen op dit gebied grooter nauwkeurigheid bereikt zullen hebben, dan nu reeds het geval is, zal men nog een andere hoogst belangrijke toepassing kunnen maken. We weten, dat de aarde in een jaar haar baan om de zon beschrijft. Ongelukkig is de afstand aarde - zon nog altijd niet zoo nauwkeurig bekend als men dat wel wenschen zou. Kende men dien afstand juist, dan zou men ook de snelheid, die de aarde in haar baan bezit, en die ongeveer 30 kilometer per secunde bedraagt, met grooter nauwkeurigheid kunnen bepalen. Omgekeerd is de afstand zon - aarde af te leiden uit de snelheid van de aarde in haar baan. Deze laatste grootheid nu is te berekenen uit het lijstje, boven voor Capella opgegeven. Gesteld dat de tweede kolom geen waarnemingsfouten bevatte, dan zou men de vraag kunnen stellen: hoe groot moet de herleiding op de zon genomen worden, opdat in de vierde kolom alle getallen even groot worden? Daar deze herleiding samenhangt met de snelheid der aarde, is het mogelijk, die grootheid en daarmede den afstand zon - aarde uit het spectroskopisch onderzoek van Capella te vinden!

Ik wensch ten slotte met een enkel woord te spreken over een ster, die in Januari 1892 als een ster van de vijfde grootte plotseling in het sterrebeeld Auriga ontdekt werd, met kleine schommelingen haar helderheid bleef behouden tot Februari en toen zeer snel tot de 15^e grootte afnam. Het spectrum van deze merkwaardige ster, Nova Aurigae genoemd, werd gefotografeerd en vertoonde de bizonderheid, dat er, op een' ‘continuen’ achtergrond, heldere strepen in voorkwamen, die tezamen ettelijke gas-spectra vormden, maar bijna alle rechts, dat is aan den violetten kant, een donkere streep naast zich

[p. 336]

hadden. Een spectrum met lichte en donkere waterstofstrepen naast elkaar! ‘Mit einem Schlag,’ zegt Vogel, ‘war dargethan, dass man es nicht mit dem Spectrum nur eines leuchtenden Körpers, sondern mit über einander gelagerten, gegen einander verschobenen Spectren von mindestens zwei Körpern zu thun habe, die sich, wie aus der Verschiebung hervorgeht, mit relativ grosser Geschwindigkeit gegen einander bewegten.’ Ja, want zijn werkelijk twee naast elkaar gelegen strepen - waarvan de rechter donker, de andere licht - beide de streep Ηγ, dan moet ten minste éen der twee verschoven zijn. Door meting der fotografische platen vindt Vogel, dat de donkere strepen zooveel naar het violet verschoven zijn, als overeenkomt met een naderingssnelheid van 90 à 100 geografische mijlen per secunde! De lichte strepen zijn zeer breed en hebben een verplaatsing naar rood, die niet scherp te meten is, maar die in elk geval op een verwijdering wijst. Tot ongeveer dezelfde uitkomst geraken ook ‘Dr. and Mrs. Huggins’ die te zamen Nova Aurigae spectroskopisch onderzochten. Over den aard der twee lichamen of stelsels bestaan begrijpelijkerwijs verschillende hypothesen. Lockyer denkt aan twee meteoorzwermen, die elkaar ontmoet hebben en door de wederzijdsche wrijving in gloeiing geraakt zijn, Huggins aan twee lichamen, die elkaar rakelings voorbijgegaan zijn; Seeliger verklaart de zaak door een ster die een zoogenaamde ‘kosmische wolk’ gepasseerd is, een lichaam van ontzettende afmetingen, bestaande uit zeer ijle, lichtende stof, waarvan voornamelijk de fotografie in verschillende deelen van den hemel het bestaan aangetoond heeft.

Laten we tot besluit alleen de hypothese van Vogel, die veel meer bizonderheden, door hem in het spectrum der Nova waargenomen, vrij bevredigend verklaart, iets nader beschouwen. Vogel onderstelt, dat een lichaam met de ontzaglijke snelheid van 90 à 100 geografische mijlen per secunde een systeem van lichamen ontmoet, gelijkende op ons zonnestelsel: een centraalzon, die in den loop der eeuwen reeds afgekoeld en dus voor ons onzichtbaar is, omgeven door een' zwerm planeten. Wanneer het vreemde lichaam, dat zich naar ons toe beweegt, en een continu spectrum met absorptie-strepen bezit evenals zoo veel andere sterren, den zwerm ontmoet, daar waar diens onderdeelen in hunne banen om de centraalzon een beweging hebben, van de aarde af gericht, dan behoeft men nog slechts aan te nemen, dat deze planeten uit gloeiende gassen bestaan en reeds zijn vele voorname eigenaardigheden van het waargenomen spectrum opgehelderd. Vogel gaat verder en tracht door andere aannemelijke hulponderstellingen ook voor kleinere bizonderheden verklaringen te vinden. We zullen hem echter daarin niet volgen.

't Is wel merkwaardig, dat een bewoner van het nietige puntje in het heelal, dat ‘aarde’ genoemd wordt, een nieuwe ster ziet verschijnen en dan, gewapend met zijn instrumenten en geholpen door zijn kennis der natuurwetten, zich een denkbeeld kan vormen van de processen, die in zoo ontzaglijk ver verwijderde streken plaats hebben, en van den aard der stoffen, die daarbij de hoofdrollen vervullen.