|
| |
| |
| |
fig. 1. sterrenhoop ω centauri.
(Gefotografeerd door David Gill, Kaap de Goede Hoop).
| |
| |
| |
Wat zijn de sterren? Door C. Easton
Why did not somebody teach me the constellations, and make me at home in the starry heavens?
- Carlyle.
Wie heeft al niet den dood van de poëzie in de wetenschap beklaagd? Wat is er overgebleven van Urania's avontuurlijke jeugd? Waar zijn de patriarchen uit de vlakte van Mesapotamië en van de bronnen van den Euphraat; waar de Soemeriërs, duizenden jaren voor Abraham, de stichters van Sjiboerla en Kisj; de herders en landbouwers die met grootsch gebaar het sterrenheir groepeerden tot constellaties, die den Zodiak afpaalden en (zooals 't in de Ilias beschreven wordt)
... alle de teekens, met welke de hemel bekransd is,
Ook de Pleiaden, Huaden, en mede de kracht van Orioon,
Wijders de Beerin, welke den bijnaam draagt van den Wagen,
Welke haar loop daar wendt. en Orioon steeds in het oog houdt,
Zij alleen in den vloed van Okeanos nimmer zich badend.
Ook in dien grijzen voortijd was de kennis der sterren al wel nuttige kennis - het hemelgewelf uurwerk en kompas beide - maar de astronoom was tevens een dichter, fabelen teekenend aan het uitspansel, van de grillige beelden langs de Ecliptica tot aan de Pool, waar zich toen nog de Draak omheenwond, symbool van het kille duister dat 't verst verwijderd is van den Zonnegod.
En nu... welk geleerde stelt nog belang in de sterrenbeelden? Waarom zou de waarnemer zich bekommeren om den luister van den nacht? Wil hij een ster brengen in het nauwe kringetje dat 't gezichtsveld vormt van zijn instrument, hij behoeft slechts zijn catalogus op te slaan, hij leest de rechte klimming af en de declinatie, draait de krukken tot de cirkels deze getallen aanwijzen, en daarna pas laat hij den koepel van zijn observatorium wentelen zoodat de open spleet vóór den kijker komt. Geen oog heeft hij voor het firmament, hij zoekt slechts een richtingslijn.
Een geestdriftig man-van-het-vak heeft al den zaligen tijd zien dagen, waarin de waarnemer voor goed vervangen zal worden door de fotografische plaat - de astronoom verdroogd tot een individu dat getallenwaarden rangschikt in tabellen en ze dooreenweeft op 't stramien van wiskunstige formules.
Maar dit is een schrikbeeld, en de voorstelling is ook onbillijk.
Want uit de wetenschap is niet verdwenen de poëzie, maar de romantiek, gelijk deze voor altijd gevlucht is uit het leven der menschen, sedert zij niet langer met verwonderde kinderoogen het mysterie van de natuur aanstaren, maar wroetend doordringen in het wezen der dingen zelf. Het dichterlijke in de wetenschap is van aard en gedaante veranderd. De grootsche gedachte heeft de grootsche voorstelling vervangen. Ik wil trachten, hier van die verbazingwekkende veroveringen der wetenschap eenigszins een denkbeeld te geven, voor zooveel ze betrekking hebben op de vraag, boven dit opstel geplaatst.
* * *
Onze Zon, weten we nu, is een ster, en de sterren, in 't algemeen genomen, zijn zonachtige lichamen. Dat ligt eigenlijk zoo voor de hand, dat zelfs onder de Ouden er velen zijn geweest die den waren aard van de sterren bij intuïtie hebben vermoed. Maar wat is een zon? Een donkere, vaste, koude bol, ‘met bergen en dalen aan de oppervlakte, bekleed met een weelderigen plantengroei en rijkelijk voorzien van bewoners’, door een dik wolkenscherm beschut tegen de onduldbare straling der buitenste, lichtende lagen welke wij op de zon waarnemen - ziedaar de zon zooals, honderd jaar geleden, William Herschel zich die voorstelde.
Dat lijkt nu nog al erg naïef, en beter
| |
| |
dan iets anders kenschetst het de omwenteling der inzichten van de wetenschap in minder dan een eeuw tijds. Wat onze kennis van het wezen der sterren aangaat, merkwaardigerwijze is 't de vooruitgang geweest, niet van de eigenlijke sterrenkunde, maar van natuur- en scheikunde, die haar verreweg het meest bevorderd heeft - weer een staaltje van het noodzakelijke verband en de wisselwerking tusschen de verschillende wetenschappen.
In 1838 en 1839 waren de eerste metingen der parallaxe (verschil in stand van een ster, als gevolg hiervan, dat de aarde in twee tegenovergestelde punten van haar baan om de Zon - bijv. Januari en Juli - 300 millioen K.M. verplaatst is) dus rechtstreeksche afstandsbepalingen van vaste sterren) aan Bessel en Henderson gelukt. De afstand van de vermoedelijk naastbijstaande vaste sterren bleek, bij een parallaxe van nog geen secunde, meer te bedragen dan driehonderd-duizend mijlen. In verband met de ongelijkheid van het licht der sterren was, door de kennis van den werkelijken afstand, het middel gegeven om de werkelijke helderheid, de som van het uitgestraalde licht, te bepalen en die te vergelijken bij de helderheid van de Zon. Zoo bleek al dadelijk dat de dichtstbijzijnde ster, Alpha Centauri, wat grooter is dan de Zon; de volgende in afstand: 61 Cygni, veel kleiner. Maar de parallaxe-bepalingen bleven uiterst moeilijk en leverden zelden iets op: meer kennis van de sterren kreeg men langs heel anderen weg.
In 1823 richtte Fraunhofer zijn spectroskoop, waarmede hij de eigenaardige donkere strepen in het zonnespectrum bestudeerd had, op de sterren, en hij zag daar, veel zwakker natuurlijk, dergelijke strepen. Er moesten echter nog tientallen van jaren voorbijgaan - waarin, terloops, door Arago en Humboldt het feit dat de sterren eigen, en geen teruggekaatst licht uitstralen, ten overvloede bewezen werd met behulp van de polariskoop - voordat de spectroskopische onderzoekingen rijpe vruchten zouden dragen. Dat werd pas mogelijk toen Kirchhoff zijn roemruchte verklaring opstelde (in 1859), van het wezen der donkere strepen die bij de ontleding van zonlicht het spectrum harceeren. Een damp waar licht doorheen straalt, slorpt een gedeelte van dat licht op, maar voor elke dampvormige stof geschiedt dat altijd precies op dezelfde plaatsen in het spectrum, en deze plaatsen zijn verschillend voor elk element. Juist dezelfde soort van licht die een stof als gloeiende damp uitzendt in den vorm van een of meer lichtende strepen, absorbeert ze, als ze minder hoog van temperatuur is dan een lichtbron daarachter. De donkere strepen in het zonnespectrum zijn zulke ‘absorptie-strepen’, ze worden teweeggebracht door een mengsel van dampen van verschillende elementen, die de sterker lichtende ‘fotosfeer’ van de Zon omhullen, zoodat ze geplaatst zijn tusschen ons oog en den sterk lichtenden achtergrond. Staan er in het zonnespectrum donkere strepen op dezelfde plaatsen waar, in ons laboratorium, een element in gloeienden dampvorm een spectrum van lichtende lijnen geeft, dan mag men zeggen dat dit element in de zonsatmosfeer aanwezig is. Aldus heeft men, door nauwgezette studie, de samenstelling van het omhulsel der Zon leeren kennen. En naarmate ook de spectra der sterren bestudeerd konden worden, zag men daar treffende overeenkomsten en ook kenmerkende verschillen.
Zoo was de ‘chemische astronomie’ geboren.
Het is zeker iets wonderlijks, en toch volkomen waar, dat (gelijk een groot sterrenkundige eens gezegd heeft), als er planeten zijn die om ver afgelegen dubbel-sterren heenwentelen - planeten die wij wel nooit zullen waarnemen, al wordt het vermogen onzer werktuigen duizenden malen vergroot - en als er bewoners zijn op die planeten, onze sterrenkundigen hun aangaande de bewegingen van de wereld waarop zij leven, meer zouden kunnen vertellen dan de menschen vóór Copernicus van de bewegingen van onze aarde afwisten. Maar wie een eeuw geleden aan een zijner medemenschen voorspeld had, dat er een tijd zou komen waarin met volkomen zekerheid de aanwezigheid van tientallen van aardsche elementen op de Zon aangetoond kon worden; dat men zelfs elementen (helium bijv.) eerst op de Zon en pas daarná op aarde zou ontdekken - hij zou
| |
| |
nog meer verbazing hebben gewekt. En er is alle kans, dat hij voor een zot uitgekreten zou zijn, als deze ziener had durven voorspellen dat men nog eens zou weten dat sterren (die soms niet eens zichtbaar zijn met het bloote oog) voor een deel bestaan uit dezelfde stoffen die op aarde gevonden worden en waaruit ook ons eigen lichaam is opgebouwd.
Toch is men daar volkomen zeker van.
Het staat dus ontegenzeggelijk vast, dat de sterren, in 't algemeen, zonachtige lichamen zijn. Tot dat eenige jaren geleden Amerikaansche sterrenkundigen de leiding namen bij deze onderzoekingen, hebben in 't bijzonder Secchi in Italië, Huggins in Engeland en Vogel in Duitschland zich verdienstelijk gemaakt voor de spectroskopie van den sterrenhemel. Reeds in 1864 kon Huggins vaststellen, dat het de lichtopslorpende omhulsels waren die, verschillend van samenstelling zijnde, verschillen teweegbrachten in het spectrum van de sterren, en de indeeling, door pater Secchi voorgesteld, verkreeg met deze opvatting haar physische beteekenis.
Secchi's classificatie van de sterren-spectra bleek, naarmate de waarnemingen nauwkeuriger en talrijker werden, wel is waar onvoldoende, maar ze is toch zoo eenvoudig en natuurlijk, dat ze nog altijd 't best gebruikt kan worden, waar het op een kort overzicht aankomt. We zouden hier ten minste niet gaarne de indeeling van Miss Maury in haar plaats stellen, een systeem dat nog geen 700 sterren over niet minder dan twee-en-twintig verschillende groepen verdeelt: de onderscheiding wordt dientengevolge zoo fijn, dat men in 't geheel niets meer onderscheidt. Inderdaad zouden we, wilde men de uiterste nauwgezetheid betrachten, haast evenveel afdeelingen kunnen maken als er sterren bestaan, want van geen twee sterrenspectra kan gezegd worden dat ze absoluut gelijk zijn. Met dat al hooren er zeer velen ontegenzeggelijk bij elkaar, al vindt men ook naast de enkele groote partijgroepen, gelijk in alle groote vergaderingen, eenige ‘wilden’, die heel moeilijk in de hokjes te brengen zijn.
Secchi neemt in hoofdzaak vier spectrale typen aan. Tot zijn type I behooren de helft van de betrekkelijk heldere sterren en waarschijnlijk nog de overweldigende meerderheid van de zwakkere; de mooie, als 't ware electrisch schitterende Sirius, Wega, Altair en Regulus maken er deel van uit. Het licht van deze sterren vertoont vier breede donkere strepen, aan absorptie door waterstofgas toe te schrijven, en de metaalstrepen, die er bij menigte in voorkomen, zijn heel fijn en dun. Ook zijn deze ‘Sirius-sterren’ rijk aan ultra-violette, chemisch werkzame lichtstralen.
Capella en Arcturus, twee van de helderste sterren aan den hemel, behooren tot het IIe spectrale type, dat gekenmerkt wordt door een overvloed van dunne strepen, wat breeder echter dan bij het vorige type, daarentegen zijn de waterstofstrepen veel minder duidelijk. Het licht van deze sterren is geelachtig tot rood. Van de groote sterren telt men er in deze groep wat minder dan in de overige, van de zwakke sterren wellicht véél minder. Onze Zon is een gele ster van dit tweede type.
Het IIIe type bevat de meeste roode en veranderlijke sterren, o a. Mira, de beroemde veranderlijke ster in den Walvisch, en ook Betelgeuze, de helder roode ster in den schouder van Orion, en Antares in den Schorpioen. In het spectrum van deze sterren ziet men vreemde schaduwen, het is alsof er eenige kolommen naast elkaar staan, van links (den rooden kant) verlicht. Een dergelijke structuur heeft het IVe spectrale type van Secchi, maar hier schijnt in het ‘zuilenpectrum’ het licht van rechts (van den violetten kant) te komen. De sterren die tot deze afdeeling behooren zijn meest diep-rood, gering in aantal en onaanzienlijk. Maar ze zijn niet minder belangwekkend dan de overige.
Terwijl het spectrum van het IIe type voortgebracht wordt door een ster-atmosfeer die hoofdzakelijk uit metaaldampen bestaat, schrijft men het zuilenspectrum van het IIIe type gemeenlijk toe aan de dampen van metalloïden of van saamgestelde stoffen, en de sterren der IVe klasse worden ook koolsterren genoemd, omdat de vreemde ‘banden’ in hun spectrum gelijkenis vertoonen met de lichtende, aan koolwaterstoffen toegeschreven banden in het spectrum van kometen.
Maar er zijn ook sterren - de ster van
| |
| |
de tweede grootte Gamma in Cassiopeia is de helderste - die behalve donkere strepen ook heldere lijnen in hun spectrum vertoonen. Zeker moeten in het omhulsel van zulk een zon sterk lichtende gassen, in 't bijzonder waterstof en helium voorkomen; ofschoon 't misschien wat gewaagd is, deze eigenaardige sterren te vergelijken bij zonnen, geheel bedekt met ‘fakkels.’ Men weet dat de als 't ware gemarmerde oppervlakte die de beste instrumenten op onze Zon te zien geven - de hier bijgevoegde fotografie (Fig. 2) toont ze duidelijk - vaak door zeer donkere vlekken wordt afgebroken, maar daaromheen liggen gewoonlijk bijzonder schitterende deelen, de fakkels (faculae), die gevormd schijnen te worden door het ineenvloeien van de bij rijstkorrels vergeleken lichtplekjes - korrels van een paar honderd kilometers doorsnede! - tusschen het donkerder netwerk van het zonsoppervlak. De veranderlijke sterren die een langen tijd noodig hebben voor hun lichtafwisselingen, vertoonen de lichtende strepen in hun spectrum slechts als ze hun grootste helderheid bereiken - men mag wel zeggen dat ze dan opvlammen - en de ‘novae,’ de zoogenaamd nieuwe sterren, die plotseling aan het hemelgewelf schijnen te ontbranden, geven in 't spectrum altijd schitterend lichte lijnen te zien. Dan is er nog een merkwaardige groep van meest kleine sterren, genoemd naar de ontdekkers der eerste van deze soort, Wolf en Rayet, die een gemengd spectrum hebben: strepen, banden en heldere lijnen door elkaar. Voorts heeft men van de sterren der eerste type afgescheiden die waarin de absorptie-strepen van het helium bijzonder duidelijk zijn, ze worden vooral onder de helderste sterren van Orion gevonden, vandaar de naam Orion-sterren.
fig. 2. granuleering van het zonsoppervlak.
(Foto Janssen, Meudon). (Uit J. Weeder, De Sterrenhemel).
Deze heele systematische indeeling zou wel eenigszins in de lucht hangen, indien ze niet in verband gebracht kon worden met natuurlijke oorzaken; maar men heeft inderdaad niet zonder succes de levensgeschiedenis van de sterren eraan vastgeknoopt: dit maakt de classificatie belangrijk. Men houde echter altijd in 't oog dat, voor een groot deel, verschil in spectrum eenvoudig beteekenen kan verschil in chemische samenstelling, onafhankelijk van den ontwikkelingsgang der sterren.
Het denkbeeld, dat gele en roode sterren min of meer afgekoelde witte zonnen zijn, dringt zich door zijn eenvoud op, maar bleek spoedig slechts een deel van de waarheid. 't Lag ook voor de hand, te vragen, waar dan de opgaande lijn was: de ontwikkeling, van den oorsprong tot grootsten luister. Met behulp van de spectroskopie vond men betere criteria dan enkel de kleur.
| |
| |
De meeste sterrenkundigen nemen nu aan, dat de helium- of Orion-sterren zonnen zijn in hun prille jeugd, pas gevormd - betrekkelijk gesproken - uit den oernevel. Zeker is 't opmerkelijk dat zooveel bijzonder witte sterren samenhang vertoonen met nevelmassa's, alsof ze nog in de windselen lagen; de fotografieën wijzen dat duidelijk uit wat de Pleiaden betreft en een voorbeeld ervan geeft ons Figuur No. 3. In den Melkweg, waar de witte sterren zeker overwegend talrijk zijn, komen ook de meeste vage nevelmassa's voor, en in tal van gevallen is een verband tusschen die beide onmiskenbaar. Zeer waarschijnlijk bevatten de windingen van den Melkweg in hoofdzaak sterren die betrekkelijk nog jong zijn.
fig. 3. nevels en sterren omstreeks 15 monocerotis.
Fotografie van Isaac Roberts.
Misschien moeten hiervóór nog de raadselachtige ‘Wolf-Rayet-sterren’ geplaatst worden. Er na volgt, in de opstijgende lijn, een andere, nog weinig bestudeerde groep (ook tot type I behoorend), waarvan Bêta van 't Zuiderkruis de meest bekende vertegenwoordiger is; in 't spectrum van deze groep heeft men, min of meer duidelijk, zuurstof, stikstof, silicium aangetroffen. Ook Rigel sluit zich bij die sterren aan. Ze gaan onmerkbaar over in de rest der ‘Sirius-sterren,’ door de forsche waterstof-strepen gekenmerkt. Bij deze talrijke klasse komen echter ook de metaal-strepen reeds fijntjes voor den dag. 't Is zeer opmerkelijk dat, naarmate in de ster-atmosferen de metalen overwicht verkrijgen, de metalloïden hun invloed schijnen te verliezen.
Van de frissche jeugd gaan we nu over tot den rijperen leeftijd. De geelachtige sterren van het IIe type lijken zeer veel op elkaar.
De overeenkomst bijv. tusschen het spectrum van Capella en van onze Zon is frappant: met een oogopslag bewijst ze reeds voldingend de zonnenatuur van de sterren.
Het zou van belang zijn, te weten, hoe lang de phase duurt waarin de sterren het spectrum van het IIe type, met zijn tallooze dunne metaalstrepen, vertoonen: hoeveel millioenen jaren een ster gezegd kan worden, haar volle macht van massa reeds bereikt en toch haar maximum van straling nog niet uitgeput te hebben. Zullen we den levensduur van onze Zon ooit kunnen schatten?
Eens moet echter de tijd komen - later naarmate de zon grooter is - waarin de straling afneemt. Misschien zien we in de sterren van het IIIe type de eerste duidelijke teekenen van verval. Tot dusver was de temperatuur van de ster voortdurend gestegen: de gele sterren zijn waarschijnlijk heeter
| |
| |
dan de witte, al is de lichtkracht van deze laatste, juist door hun ijler absorbeerend omhulsel, grooter. Maar van nu af vermindert de temperatuur. De roode Arcturus is al wel reeds op de dalende helling, maar verder is Antares, de gloeiende zon in den Schorpioen. We komen nu aan de veranderlijke sterren - geheel constant is zeker de straling van geen enkele ster, ook niet die van onze Zon, maar meestal is de afwisseling onbelangrijk en vrij regelmatig - de eigenlijke veranderlijke, wel te verstaan, waar de afwisseling van helderheid niet door een eclips veroorzaakt wordt, maar met wijzigingen in de ster zelve samenhangt. De overgang tot het IVe type is onmerkbaar; volgens de tegenwoordige opvatting behoort dit type met het vorige eigenlijk in één klasse thuis.
fig. 4. heldere lijnen in het spectrum van 152 sjelleroep.
Hier vindt men dichte koolstof- en metaaldampen vlak boven de lichtende fotosfeer, terwijl andere dampen of gassen boven die laag opstijgen, en lichtende lijnen in het spectrum teweegbrengen. Een paar honderd van deze heldere lijnen kan de wetenschap nog niet thuisbrengen, er schijnt niets op aarde of op de Zon te bestaan wat daarmêe overeenkomt. Maar allermerkwaardigst is, dat niet minder dan 46 donkere strepen van het zonnespectrum die in de vlekken van de Zon verwijd schijnen, buitengemeen duidelijk en donker zijn in het spectrum der sterren van het IVe type. De gevolgtrekking ligt voor de hand: zeer waarschijnlijk hebben die sterren een lagere temperatuur dan de Zon, zijn ze met veel talrijker vlekken bedekt, en spuiten, daartusschen door, gloeiende gassen naar buiten. Ze ontstaan denkelijk door warmteverlies, tengevolge van uitstraling, uit sterren van het Zonne-type. Zeker hebben we hier tenminste één van de vormen voor ons, welke ‘sterren in 't verval’ kunnen aannemen en het is best mogelijk, dat onze eigen Zon er over millioenen jaren net zoo zal uitzien als deze sterren van het vierde type.
Er moet nog aan toegevoegd worden, dat deze sterren grooten aanleg schijnen te hebben tot veranderlijkheid: bij twintig procent zijn lichtafwisselingen met zekerheid vastgesteld, en voorts, dat ze alle in den Melkweg liggen.
Men zegt dikwijls, en met recht, dat van de reuzenteleskopen veel meer verwacht wordt, dan ze geven. Maar bij spectroskopische studies komt de groote waarde dezer kolossale instrumenten toch maar schitterend uit. Een machtig hulpmiddel is daarbij de fotografie gebleken; eerst nadat door volmaking der fotografische werktuigen en methoden de zelfregistreering van de lichtsoorten in de plaats kon komen van het oog en de hand van den mensch, heeft onze kennis van het wezen der sterren groote vorderingen gemaakt. Is het niet verbazingwekkend, dat Scheiner te Potsdam in een klein deel van het fotografische spectrum van Capella bijna 300 strepen met grootere nauwkeurigheid heeft kunnen meten dan in het zonnespectrum? Een welsprekender voorbeeld nog geven de pas vermelde sterren van het IVe type. Secchi en zelfs Vogel hadden in die spectra slechts de ‘banden’ van koolstof en zeer enkele lijnen kunnen waarnemen. Reeds in 1898 werden 40 strepen gemeten met behulp van den grooten refractor van het Yerkes-observatorium, bij Chicago. Een publicatie van een paar jaren geleden, van diezelfde sterrenwacht, bevat bewonderenswaardige spectrale opnamen van zulke sterren: een paar van die afbeeldingen zijn hier overgenomen. In de bovenste (Figuur 4) ziet men de lichtende strepen in het spectrum der ster 152 van Sjelleroep's catalogus; in de andere (Figuur 5) zijn boven- en onderaan de spectra van twee sterren van het IVe type geplaatst, terwijl het tweede spectrum van boven-af het overeenkomstige stuk van het zonnespectrum (IIe type) weergeeft, en het tweede van onder-af, dat van de ster Mu in de Tweelingen, die tot het IIIe type behoort.
| |
| |
De getallen langs den rand duiden de golflengte van de lichtsoort aan; men ziet hier een stuk in 't groen en het geel van het spectrum. No. 1 en 4, de bovenste en onderste, zijn kennelijk familie van elkaar (bij 4 zijn de heldere lijnen rechts sterker, schoon minder duidelijk dan bij 152, Sjelleroep), karakteristiek is de breede donkere streep ter hoogte van golflengte 5630 ongeveer; men ziet overigens zoowel overeenkomst als verschil met de ster van het IIIe en die van het IIe type. Maar het mooie van de zaak is, dat de drie op deze twee plaatjes afgebeelde spectra van type IV behooren aan sterren waarvan er, in de heele groep, geen enkele helderder is dan de grootte 5.3, zoodat zelfs de grootste al bijna onzichtbaar zijn voor het bloote oog! En het is nauwelijks veertig jaar geleden dat men nog moeite had, zelfs in het spectrum der helderste sterren van den hemel meer dan enkele vage strepen te onderkennen!
Iedereen weet tegenwoordig, dat de met 't bloote oog zichtbare sterren (een duizend of zes) een volstrekt onbeteekend partje vormen van de vele millioenen die de groote instrumenten aan den hemel vertoonen. In sommige deelen van het gewelf staan ze vrij dun gezaaid, zooals op de foto van Fig. 3, waar vooral de ongelijkmatige verspreiding merkwaardig is. In andere hemelstreken ziet men er letterlijk ontelbaar vele. Figuur 6 geeft een begrip van de gedrongenheid der sterren in een deel van den Melkweg (tusschen Cassiopeia en Auriga) - 't is niet eens een zeer rijk gedeelte - en wat men hier ziet is een verkleining van een der kaarten van den grooten atlas van Argelander, naar visueele waarnemingen de sterren tot de 9e of 10e grootte bevattende. De fotografische plaat, lang genoeg blootgesteld, vertoont er nog ontzaglijk veel meer. En welk een ‘gedrang’ hier toch reeds!
fig. 5. vergelijkende spectra van type ii, iii en iv.
(Gefotografeerd op de Yerkes-sterrewacht, bij Chicago).
Een waar gewriemel ziet men in de sterren van een sterrenhoop, die, gelijk de groote plaat (Fig. 1) er een vertoont - deze ‘cumulus’ is almeê de rijkste van den hemel - naar het midden toe verdicht is. Wat zou het interessant zijn, iets te weten over de evenwichtstoestanden, enz. in zulk een ‘mierennest van zonnen!’ Maar zoo ver zijn we nog lang niet. We moeten ons voorshands vergenoegen met bewonderen en niet-begrijpen.
Het is wel zeker dat de ‘zonnen’ van zulk een sterrenhoop - die zich bij onvoldoende vergrooting slechts als een nevelachtig vlekje aan den hemel vertoont - slechts miniatuur-zonnen zijn, bij lange na zoo groot niet als de Zon en haar evenknieën. Van de ‘gewone’ sterren weten we tegenwoordig - iets waar men nog kort geleden alleen naar kon gissen - dat ze uiterst ongelijk van grootte, d.w.z. werkelijk volume, en van lichtkracht zijn. Er bestaan waarlijk reusachtige zonnen, waar ons ‘Oog van den Dag’ bij in 't niet verzinkt. Nauwkeurige parallaxe-metingen hebben bijvoorbeeld bij Canopus, in 't zuidelijk halfrond (na Sirius de helderste ster aan den hemel) getoond dat de parallactische verschuiving oogenschijnlijk gelijk nul is. Haar afstand moet dus ontzaglijk groot zijn, en bij deze enorme lichtkracht mogen wij wel aannemen, dat ze duizend, misschien tienduizend maal zoo groot is als onze Zon, 't geen zeggen wil dat indien Canopus in de plaats van onze Zon gezet werd, de aarde bijna plotseling roodgloeiend zou worden.
Ook verscheiden andere sterren zijn reusachtig groot. Daar we in veel gevallen (bij type I bijv.) een veel sterker lichtend ver- | |
| |
mogen dan bij onze Zon moeten aannemen - maar bij roodachtige sterren, als Arcturus en Antares, geldt dat natuurlijk niet, - is het veiliger, van grootere of kleinere ‘lichtkracht’ te spreken, waarin dus zoowel het wezenlijk volume als het intrinsiek lichtend vermogen een rol spelen. Dan kan men bij benadering zeggen, dat Canopus, Rigel, Alpha Cygni onmetelijk veel meer lichtkracht hebben dan onze Zon; Antares, Regulus, Arcturus, Gamma Cassiopeiae wel duizend maal meer; Betelgeuze, Capella, Bêta Centauri tusschen 500 en 100 maal meer. Hoe de schijn bedriegt, ziet men weer aan de twee groote sterren in den Centaurus, Alpha en Bêta, die schijnbaar zoowat even helder zijn - Alpha is nog wat grooter - maar in werkelijkheid wordt de lichtkracht van Bêta op 220 Zonnen geschat, die van Alpha is nog niet tweemaal zoo groot als onze Zon. Ook de schitterende Sirius valt tegen, hij is ‘slechts’ 30 maal zoo groot als ons eigen hemellichaam, maar overstraalt alle sterren omdat hij een van onze naaste buren is, en bovendien van een fonkelend wit licht.
Daarentegen zijn er een menigte sterren die, bij onze Zon vergeleken, niets te beteekenen hebben. Met tamelijk veel zekerheid weten we bijvoorbeeld, dat het dichtbijstaande, hard loopende sterretje 1830 van Groombridge's catalogus (met 't bloote oog onzichtbaar) nauwelijks een tiende van de grootte der Zon heeft; de 61ste in de Zwaan - welker afstand 't eerste van alle sterren gemeten is - verkeert in hetzelfde geval. Volgens berekeningen van Kapteyn zijn er in ons sterrenstelsel veel meer kleinere dan grootere sterren, onze Zon is dus nog boven de middelmaat. Ook de sterretjes van den Melkweg zijn, in 't algemeen genomen, maar ‘klein grut.’
Het intrinsiek lichtend vermogen loopt zeker zeer sterk uiteen: bij de ster Epsilon Orionis bijv. wordt het op 122 maal dat van onze Zon geschat, daarentegen is het bij Procyon veel geringer.
Sommige, vooral roode sterren, zijn ongetwijfeld naar verhouding veel zwaarder, sterker gecondenseerd, dan onze Zon. Maar de sterren van het Ie Type zijn lichter; waarschijnlijk, zegt Newcomb, zijn vele sterren zelfs minder dicht dan lucht (althans in hun buitenste lagen). Vooral geldt dat van een reeks groote Melkweg-sterren: Canopus, Alpha Cygni, Alpha Persei, die uiterst ijl moeten zijn.
Wij kunnen hier niet uitweiden over de merkwaardige spelingen die de ‘eclips-sterren’, zooals Algol, veroorzaken, noch over de donkere begeleiders, die bij sommige sterren gevonden zijn, spectroskopisch of uit onregelmatigheden in beweging; noch over zooveel merkwaardige bijzonderheden die vele veranderlijke en sommige saamgestelde sterren te zien geven. In zeer bijzondere gevallen - als namelijk de parallaxe bekend is van een goed waargenomen dubbelster - kan men zelfs de massa van sterren met vrij veel zekerheid bepalen. Dat men een ster kan wegen, is zeker niet minder wonderlijk dan het ontleden van haar licht. Die gevallen zijn echter zeldzaam. Men weet op die wijze, dat Sirius bijna vier maal zooveel weegt als onze Zon (het lichtvermogen van zijn oppervlakte is echter verblindend sterk: zeker 12 maal dat van de Zon); Alpha Centauri weegt dubbel zooveel, en heeft wat krachtiger licht; het sterretje van de 4e grootte 70 Ophiuchi weegt bijna twee maal zooveel als de Zon, maar is wat zwakker van licht. Nog van drie of vier andere sterren zijn zulke gegevens, maar zeer onzeker, te berekenen. Arcturus, Betelgeuse en andere hebben zeer waarschijnlijk een ontzaglijk veel grootere massa dan onze Zon.
Van enkele sterren kent men dus thans reeds den afstand, de beweging, het volume, de zwaarte, de dichtheid, het lichtend vermogen, en zelfs de samenstelling (in 't algemeen) van de stof waaruit ze bestaan, en bij benadering den ouderdom. Hoe onvolledig onze kennis nog zij - dat is toch al wel om trotsch op te wezen!
Wij hebben gezien dat de sterrenhemel ons zon-achtige lichamen vertoont, maar eindeloos gevariëerd naar grootte en samenstelling. Ook hun onderlinge afstand in de ruimte moet zeer verscheiden zijn. Sommige dubbelsterren raken elkaar bijna aan, naar men meent: vormen om zoo te zeggen tweeling- | |
| |
zonnen. In de sterhoopen staan de sterren ongetwijfeld vrij dicht bij elkaar - betrekkelijk. Maar hoe groot overigens de afgrond is, die de verspreide sterren in de hemelruimte van elkaar scheidt, - de wanverhouding, om zoo te zeggen, tusschen het gevulde en het ledige gedeelte van het heelal - zal ik ten slotte door een voorbeeld duidelijk trachten te maken.
fig. 6. de sterren tot de 9e-10e grootte in een deel van den melkweg (perseus-auriga).
(Op kleiner schaal overgebracht naar Argelander's atlas).
Een vernuftige redeneering van Newcomb heeft tot waarschijnlijkste uitkomst gegeven, dat (althans voor dat deel van het sterrenstelsel waar de Zon zich bevindt) er gemiddeld één ster gevonden wordt binnen een bol met een straal die 412,500 maal zoo groot is als de straal van de aardbaan. Een eenvoudige berekening leidt nu tot de volgende vergelijking, die een goed beeld geeft van de ‘leegheid’ der wereldruimte.
Als men zich een zaadje denkt van één kub. millimeter grootte (dus kleiner dan gewoon zwart vogelzaad) drijvende in een aquarium van een lengte, breedte en hoogte van bijna 89 (88,69) kilometer - d.i. de afstand van Arnhem naar Amsterdam, ongeveer - dan heeft men een vrij juiste voorstelling van de verdeeling der materie in de ruimte. Naast dien bak weer net zoo'n bak met één zaadje, en daarboven en daaronder en zoo vervolgens: de sterren zijn in de ruimte niet dichter gezaaid dan zulke nietige korreltjes in die ontzaglijke watermassa.
|
|
Gedeeltelijk auteursrechtelijk beschermd