De Gids. Jaargang 124

[p. 377]

J.M.J. Kooy
Naaste ruimtevaart-vooruitzichten

Wij leven in een tijd van snelle technische ontwikkeling, die ongetwijfeld door de tweede wereldoorlog is gestimuleerd. De eerste jaren na 1945 sprak men ervan dat we in de eeuw der atoomkracht zouden leven. De twee grote geesteskinderen van deze wereldbrand waren dan ook, in tijdsorde, de lange afstandsraket (het Duitse raketwapen V-2) en de Amerikaanse atoombom. De laatste scheen aanvankelijk de eerste te overschaduwen, mede door de daarmee in verband staande opkomst van de vreedzame praktische toepassing van de atoomenergie. Voor insiders was het echter aan het einde van de oorlog reeds duidelijk dat de lange afstandsraket de voorloper was van een nog meer spectaculaire technische ontwikkeling: de ruimtevaart. Evenzo is het thans reeds duidelijk dat de atoomenergie de grote stimulans zal zijn voor de toekomstige versnelde ontwikkeling van deze ruimtevaart. Ook andere moderne takken van techniek, zoals de vervanging van geestelijke routine-arbeid door rekenmachines, het radiografisch overbrengen van waarnemingen verricht door instrumenten, televisie inbegrepen, en het besturen op afstand, zullen waarschijnlijk alle in de ruimtevaart gebundeld worden en op hun beurt door de ruimtevaart worden gestimuleerd.

Men kan ook met recht zeggen dat we in het tijdperk van het begin der ruimtevaart leven. Of deze ontwikkeling zich werkelijk zal doorzetten in overeenstemming met de perspectieven die zich reeds geopend hebben, zal in hoofdzaak afhangen van de vraag, of de destructieve krachten van de oorlog ofwel de constructieve krachten van de vrede in de komende eeuwen de overhand zullen hebben. Zal de voor het evenwicht helaas nog steeds noodzakelijke bewapeningsinspanning van thans geleidelijk kunnen worden omgebogen tot één gemeenschappelijke technische inspanning om van de aarde los te komen? Het zal de grote vraag zijn of een kleine waarlijk internationaal denkende minderheid de gelegenheid zal krijgen om de grote meerderheid van het mensdom aldus ten goede te leiden.

Heden, begin 1961, kunnen we reeds terugzien op tal van geslaagde lanceringen van kunstsatellieten, die nog steeds hun banen

[p. 378]

om de aarde beschrijven, of beschreven hebben, omdat ze weer door de nog resterende luchtweerstand in de dichtere lagen van de aardatmosfeer gekomen door wrijvingswarmte ten onder zijn gegaan. Verder heeft men ook reeds raketten naar de maan gelanceerd. Eén dezer raketten is inderdaad op de maan neergekomen en de restanten liggen daar nu in een onherbergzame eenzaamheid waar nog niet eerder een teken van leven was doorgedrongen. Mogelijk zullen deze eens door de mens worden teruggevonden, als enig levend wezen dat daar ooit zal komen.

Een ander raketvoertuig heeft de maan reeds achter langs gepasseerd, waardoor het mogelijk werd foto's te maken van de nog door geen menselijk oog aanschouwde achterzijde van de maan. Het voertuig kwam daarna kort genoeg bij de aarde langs om deze foto's radiografisch over te seinen. Alhoewel de kwaliteit hierdoor uiteraard geleden heeft, en de gepubliceerde afdrukken niet de oorspronkelijke overgeseinde foto's, maar fotomontages zijn, zijn deze bereikte eerste resultaten toch zeer opmerkelijk. Men heeft de topografische ligging van verschillende details kunnen aangeven, waarvan de juistheid later zeker bevestigd zal worden. Het door de Russen gelanceerde voertuig dat dit kunststuk volbracht, beschrijft thans een langgerekte ellips om de aarde. Deze baan zal echter door de storende invloed van de maan steeds nauwer worden en ten slotte zal het voertuig in de dampkring van de aarde ten onder gaan, hetgeen omstreeks maart 1961 wordt verwacht.

Twee raketten (een Amerikaanse en een Russische) die naar de maan werden gelanceerd, misten hun doel en werden zo, tegen de bedoeling in, de eerste kunstplaneten, dat wil zeggen: zij beschrijven thans zelfstandig hun banen om de zon, los van het zwaarteveld der aarde. Een dezer raketten (de eerste Russische maanraket) komt daarbij in haar baan, bij het aphelium (=verste baanpunt van de zon) dichter bij de Marsbaan dan bij de aardbaan. Het is dan ook uit een oogpunt van energie praktisch niet moeilijker een ruimteschip op planetaire afstand te brengen dan op maanafstand. De Amerikanen hebben dan ook al een raket gelanceerd met het vooropgezette doel deze tot kunstplaneet te maken. Dit voertuig bevindt zich thans in het gebied tussen de banen van aarde en Venus. Men heeft nog signalen van dit voertuig opgevangen op tientallen miljoenen kilometers afstand. Men kan dus wel met het volste recht zeggen dat

[p. 379]

de onbemande ruimtevaart reeds tot grote ontplooiing is gekomen.

Maar ook de voorbereidingen tot de bemande ruimtevaart zijn al in een gevorderd stadium. Het zogenaamde ‘re-entry probleem’ is al in zoverre opgelost, dat men er reeds herhaaldelijk in geslaagd is een container van uit een kunstsatelliet naar de aarde terug te brengen. Zelfs is het in Rusland al gelukt op deze wijze twee hondjes naar het aardoppervlak te laten terugkeren, nadat zij in een kunstsatelliet een reis om de aarde hadden volbracht. Na landing waren de dieren in uitstekende conditie en zij hebben sindsdien ook geen schadelijke gevolgen van hun korte ruimtereis ondervonden. De ervaring die men heeft opgedaan met het terugbrengen van een deel van een ruimtevoertuig van uit een omloopsbaan om de aarde, is echter nog klein, en men zou er in dit stadium eigenlijk nog geen mens aan mogen wagen. Toch ziet het ernaar uit, gezien de wedijver op dit gebied tussen Oost en West, dat men hiertoe vrij spoedig zal overgaan. De geruchten dat men in Rusland al enige (mislukte) pogingen zou hebben gedaan, zijn echter onjuist gebleken. De eerste te verwachten stap is een korte sprong in de wereldruimte langs een steile baan van aardoppervlak tot aardoppervlak, waarbij een maximale hoogte zal worden bereikt van een paar honderd kilometer, gevolgd door een landing op zee, die de meeste kansen biedt voor een goede afloop. Eerst daarna staat een bemande kunstsatelliet op het programma, uiteraard met behouden terugkeer. Maar zelfs wanneer dat zal zijn gelukt, zal men nog nauwelijks van werkelijk bemande ruimtevaart kunnen spreken, daar zulk een kunstsatelliet zich nagenoeg niet van de aarde verwijdert. Deze werkelijke menselijke vaart in de ruimte begint pas bij een bemande rondvaart om de maan. Reeds thans is het technisch mogelijk een mens een dergelijke rondvaart te laten volbrengen. Bij bepaalde voorzorgsmaatregelen zou hij - ondanks de hoge versnellingen - de start kunnen overleven en hij zou door radioverbinding met de aarde een verslag kunnen doen van zijn bevindingen bij het naderen en omkoersen van de maan. Alleen... de behouden terugkeer is bij de hedendaagse stand van zaken nog onmogelijk. We zijn zelfs daarvan nog ver verwijderd.

Intussen zal de ònbemande ruimtevaart zich verder ontwikkelen en zal, wat het verder doordringen in de wereldruimte betreft, steeds aan de bemande ruimtevaart voorafgaan. Wat zal de vol-

[p. 380]

gende grote stap zijn van deze onbemande ruimte-exploratie? Met behulp van kunstsatellieten om de aarde heeft men reeds belangrijke gegevens kunnen verzamelen over de buitenste lagen van de atmosfeer, de structuur van het aardmagnetische veld en de stralingsgordels om de aarde, die ontstaan door beïnvloeding van de van de zon uitgaande corpusculaire straling door het aardmagnetische veld. Ook heeft men door het bestuderen der omloopsbeweging de gedaante van de aarde met grotere nauwkeurigheid kunnen nagaan dan tot dusverre mogelijk was.

Een dergelijk onderzoek zou men nu ook kunnen uitstrekken tot de ruimte om de planeten, door kunstsatellieten om deze te laten lopen, in de eerste plaats om de naburige planeten Venus en Mars. Ook zou een kunstsatelliet om het meest nabijzijnde hemellichaam, de maan, ons het nodige kunnen leren omtrent haar vorm en inwendige massaverdeling. Het is echter gebleken dat de omloopsbeweging van een kunstsatelliet om de maan in het algemeen instabiel zal zijn door de storende invloed van de aarde, zodat de satelliet niet blijvend om de maan zal rondlopen, maar een soort vernauwende elliptische baan zal beschrijven en daardoor ten slotte op de maan zal storten. Alleen bij bepaalde binnen enge grenzen besloten bewegingsvoorwaarden is het mogelijk een meer stabiele omloopsbeweging om de maan, met de maan als aantrekkingscentrum, te verkrijgen. (Dit betekent dat het verwezenlijken van een satelliet om de maan een zeer moeilijke opdracht is. Voor mijzelf was deze instabiliteit een onverwacht resultaat van numerieke berekeningen, die hier te lande konden worden uitgevoerd met behulp van een elektronische rekenmachine van de firma ‘Bull Nederland’ te Amsterdam. Door het bijzondere voorrecht zo nu en dan gebruik te mogen maken van zulk een machine in samenwerking met dr. J. Berghuis, wiskundig medewerker van deze firma, was het mogelijk iets tot dit numerieke onderzoek bij te dragen.)

Om nu enig inzicht te kunnen geven in de diverse mogelijkheden, die zich bij de onbemande ruimtevaart in de toekomst kunnen voordoen, is het nodig kennis te nemen van enige grondbegrippen. Wanneer sprake is van de beweging van een ruimtevaartuig, moet steeds worden aangegeven ten opzichte waarvan deze beweging is bedoeld. Zo heeft de omloopsbeweging van een aardsatelliet betrekking op een rechthoekig ruimte-assenstelsel (coördinaten-

[p. 381]

systeem), waarvan de oorsprong (snijpunt der drie onderling loodrechte assen) met het aardmiddelpunt samenvalt en dat niet draait ten opzichte van de sterrenhemel. (Dit assenstelsel draait dus niet met de aarde mee.) We zullen dit in het vervolg een geocentrisch niet-draaiend assenstelsel noemen. Geheel overeenkomstig wordt bij een omloopsbeweging van een kunstsatelliet om de maan deze beweging beschouwd ten opzichte van een niet-draaiend assenstelsel, waarvan de oorsprong met het middelpunt van de maan samenvalt (zogenaamd selenocentrisch niet-draaiend assenstelsel). Is er daarentegen sprake van de beweging van een kunstplaneet die een baan om de zon beschrijft - evenals ook de natuurlijke planeten doen - dan zal het nu wel duidelijk zijn dat in dat geval de beweging is bedoeld ten opzichte van een assenstelsel waarvan de oorsprong met het middelpunt van de zon samenvalt, en dat wederom niet draait ten opzichte van de vaste sterrenhemel. Men spreekt dan van een heliocentrisch (niet-draaiend) assenstelsel. Laten we nu de afplatting der aarde even buiten beschouwing, dan zal een aardsatelliet bij zijn omloopsbeweging, dus ten opzichte van het geocentrische niet-draaiende assenstelsel, een ellips beschrijven met het aardmiddelpunt (dus de oorsprong van het assenstelsel) als een der brandpunten. Geheel overeenkomstig beschrijven de planeten - afgezien van hun onderlinge storingen - ellipsbanen om de zon (dus ten opzichte van het heliocentrische niet-draaiende assenstelsel met het middelpunt van de zon als een der brandpunten). Bij een aardsatelliet zal nu de storende werking van zon en maan vrijwel geen invloed hebben op de omloopsbeweging, daar de satelliet steeds in onmiddellijke nabijheid van de aarde blijft. Bij een maansatelliet daarentegen, die een betrekkelijk wijde baan om de maan beschrijft (dus de beweging bedoeld ten opzichte van het selenocentrische niet-draaiende assenstelsel), zal echter de aarde een sterk storende werking uitoefenen. Deze is niet alleen het gevolg van de directe aantrekkingskracht van de aarde op de kunstsatelliet, maar ook het gevolg van een traagheidskracht die ontstaat, doordat het met de maan verbonden selenocentrische assenstelsel door de aantrekkingskracht die de aarde op de maan uitoefent, in de richting van de aarde versneld wordt. De eigenlijke storende kracht is dan de resultante van genoemde directe aantrekkingskracht en genoemde traagheidskracht. Door deze storende kracht zal dan een

[p. 382]

afwijking van de elliptische beweging optreden en kan de werkelijke beweging worden opgevat als een veranderende elliptische beweging.

De storende beweging die de zon op de maanbeweging om de aarde (dus ten opzichte van het geocentrische assenstelsel) uitoefent, bestaat evenzo uit de directe aantrekkingskracht van de zon op de maan en een traagheidskracht die ontstaat doordat de aarde en daarmee het geocentrische niet-draaiende assenstelsel, in de richting van de zon versneld wordt, ten gevolge van de aantrekkingskracht die de zon op de aarde uitoefent. Deze storende werking van de zon op de maanbeweging is echter niet zodanig ingrijpend, dat de maanbeweging om de aarde instabiel wordt. Weliswaar verandert de elliptische beweging van de maan om de aarde voortdurend, maar toch blijft de maan gemiddeld op dezelfde afstand van de aarde. De storende invloed van de aarde op een kunstsatelliet die om de maan loopt, blijkt echter veel ingrijpender te zijn.

Men zal nu waarschijnlijk allereerst trachten om de planeet Venus een kunstsatelliet te brengen. Wellicht zal men reeds in 1962 daartoe een poging wagen. Van deze planeet Venus, onze naaste buur in het zonnestelsel, is zeer weinig bekend. De gemiddelde afstand tot de zon is 108.000.000 km, terwijl de aarde in haar baan zich op een gemiddelde afstand van 149.500.000 km van de zon bevindt. De omloopstijd van Venus in haar baan bedraagt 224½ dag. De massa van Venus bedraagt 0,8 maal de massa van de aarde en haar middellijn is 12.200 km, terwijl de middellijn van de aarde 12.740 km bedraagt. Wat massa en volume betreft komt dus Venus vrijwel met de aarde overeen.

Van de gesteldheid van het oppervlak van Venus weten we echter bitter weinig af, daar de planeet altijd in een atmosfeer van wolken is gehuld. De temperatuur van dit wolkendek aan de dagzijde heeft men bolometrisch ten naaste bij kunnen bepalen; zij bedraagt circa 50°C, en aan de nachtzijde ongeveer -20°C. Zuurstof heeft men in de atmosfeer met behulp van de spectroscoop - de enige mogelijkheid tot nu toe - niet kunnen ontdekken. De hoeveelheid zuurstof is dan ook in elk geval zeer gering, minder dan 1/1000 van de hoeveelheid op aarde. De hoeveelheid koolzuur daarentegen is honderden malen groter dan in de aardatmosfeer. Dit hoge koolzuurgehalte geeft de atmosfeer dezelfde eigenschappen als het glas van een

[p. 383]

broeikas: het laat de invallende straling in de vorm van het licht door en houdt de teruggekaatste straling van het planeetoppervlak in de vorm van warmte tegen. Men vermoedt dan ook dat de bodemtemperatuur van Venus zeer hoog zal zijn. Volgens de laatste onderzoekingen zou uit de door Venus uitgezonden radiostraling een bodemtemperatuur van 280°C volgen!

Daar de intensiteit van de zonnestraling omgekeerd evenredig is met het kwadraat van de afstand tot de zon, ontvangt Venus meer dan tweemaal zoveel warmte als de aarde. Het grote verschil in temperatuur aan dag- en nachtzijde wijst op een langzame asrotatie. Daar door het wolkendek geen vaste merktekens op het planeetoppervlak te onderscheiden zijn, kan men deze asrotatie niet direct optisch vaststellen. Verder is de rotatiesnelheid te gering om spectroscopisch gemeten te worden. Vroeger heeft men wel eens ondersteld dat Venus bij haar baanbeweging steeds dezelfde zijde naar de zon zou toekeren, zoals dit zeker bij Mercurius het geval is en zoals ook de maan bij haar beweging om de aarde ons steeds dezelfde zijde toekeert. In dat geval zou men echter nog hogere temperaturen van het wolkendek van Venus moeten verwachten. Men vermoedt dan ook dat de rotatietijd van Venus om haar as twee à drie weken zal bedragen. Vanzelfsprekend is ook de helling van de rotatieas op het baanvlak geheel onbekend. Een verder belangrijk feit is dat men ook de aanwezigheid van waterdamp in de Venus-atmosfeer niet spectroscopisch heeft kunnen aantonen. De wolken van de Venus-atmosfeer bestaan dus zeker níet uit waterdamp. Het lijkt zo op het eerste gezicht dat Venus ‘zo droog als kurk’ is. Men heeft in dit verband het vermoeden uitgesproken dat de Venus-wolken stofwolken zouden zijn, die tientallen kilometers hoog door eeuwigdurende stormen zouden opwervelen uit een woestijn die het overgrote deel van het planeetoppervlak zou bedekken. Door het grote verschil in temperatuur aan dag- en nachtzijde zouden deze stofstormen een intensiteit hebben waarvan we ons hier op aarde nauwelijks een voorstelling kunnen vormen. Zeker is dan ook dat er voortdurend heftige atmosferische storingen voorkomen in de Venus-atmosfeer. De van Venus uitgaande radiostoringen wijzen op het optreden van zeer hevige onweders. Het beeld van Venus ‘zo droog als kurk’ met een uitgestrekte woestijn waarin voortdurend stofstormen woeden, is echter als een zeer

[p. 384]

provisorisch beeld te beschouwen. Volgens de jongste onderzoekingen zouden er toch aanwijzingen zijn van sporen van waterdamp. Onder invloed van de sterke violette straling van de zon zou zich dan volgens de astrofysicus Wildt uit het in overmaat aanwezige koolzuur en de waterdamp een nieuw gas ontwikkeld hebben: formaldehyde, dat weer met waterdamp door condensatie plastic wolken zou kunnen vormen, bestaande uit fijne druppeltjes.

Resumerende kan men zeggen, dat men het over het beeld dat men zich van de Venus-wereld tracht te vormen op grond van de schaarse gegevens, niet eens is. Zeker is echter dat de temperatuur zeer hoog is aan de dagzijde, veel te hoog voor leven zoals wij dat op aarde kennen. Het leven op aarde is als natuurverschijnsel aan de koolstof gebonden, waardoor de ingewikkelde moleculaire structuren kunnen ontstaan, waaruit de levende weefsels zijn opgebouwd. Deze structuren verdragen niet de hoge temperaturen die op Venus voorkomen. Daaruit volgt echter niet met volkomen zekerheid dat zich op Venus in het geheel geen leven ontwikkeld zou hebben. Als kosmische levenseenheid kennen wij alleen de aarde. Déze levenseenheid is geheel gebaseerd op de koolstofverbindingen. Evenzo schijnt het plantaardige leven dat men zeer waarschijnlijk op Mars zal aantreffen (korstmossen), aan koolstof gebonden te zijn. Er is echter nog een ander element, het silicium, dat eveneens met weer andere elementen ingewikkelde chemische verbindingen vormen kan; deze komen geheel overeen met de koolstofverbindingen, die in het aardse leven een allesoverheersende rol spelen. Een leven op siliciumbasis zou - voor zover men er thans iets over kan zeggen - zeer wel mogelijk kunnen zijn. Enerzijds zou dan dit aan silicium gebonden leven veel hogere temperaturen kunnen verdragen, terwijl anderzijds deze levensvorm in een zuurstofrijke omgeving, zoals op aarde, onmogelijk zou zijn. (In dit verband zij opgemerkt, dat de aardkorst voor een kwart uit silicium bestaat en slechts voor één tienduizendste uit koolstof.) Maar hoe dit ook zij, zeker is dat voor aardse wezens het leven op Venus geheel onmogelijk is, terwijl het zelfs ook met de hedendaagse middelen niet denkbaar is hoe men zich, eenmaal in de atmosfeer van Venus gekomen, tegen de daar heersende hitte zou kunnen beschermen. Een duik van een bemand ruimtevaartuig in de Venus-atmosfeer zou zeker een salto mortale zijn.

[p. 385]

Voor de onbemande ruimtevaart is Venus echter een zeer aantrekkelijk doel, dat nog veel meer geheimen voor ons verbergt dan Mars met zijn doorzichtige atmosfeer. Een dergelijke onbemande ruimtevaart behoort reeds thans tot de meer directe technische mogelijkheden.

Voor het overbrengen van de eigenlijke satelliet naar de omgeving van Venus zou een viertrapsraket nodig zijn, waarvan de vierde trap in het laatste doofpunt (nabij de aarde, op bij voorbeeld 500 km hoogte) een hyperbolische snelheid zou moeten bereiken (groter dan de plaatselijke ontsnappingssnelheid). Aan deze eis kan men bij de hedendaagse stand der rakettechniek direct voldoen. De vereiste snelheid in het laatste doofpunt, zowel wat grootte als richting betreft, moet dan zodanig worden bepaald, dat de laatste trap, geheel aan zichzelf overgelaten, dus alleen onderworpen aan de aantrekkingskracht van aarde, zon en Venus, ten slotte de naaste omgeving van Venus bereikt. Dit vraagstuk is geheel oplosbaar door het uitvoeren van numerieke berekeningen, waarbij de hulp van een grote elektronische rekenmachine praktisch onontbeerlijk is. De vierde trap moet dan, eenmaal in de directe omgeving van Venus gekomen, worden afgeremd, om door Venus te worden ‘ingevangen’, zodat deze laatste trap dan een omloopsbeweging om Venus gaat uitvoeren. De beweging volgens de overgangsbaan van aarde naar Venus wordt dan beschouwd ten opzichte van een heliocentrisch niet-draaiend assenstelsel, terwijl de omloopsbeweging als Venus-satelliet wordt beschouwd ten opzichte van een ten opzichte van de vaste sterrenhemel niet-draaiend assenstelsel met het middelpunt van Venus als oorsprong; dit laatste assenstelsel zullen we kortheidshalve het ‘Venusiaanse assenstelsel’ noemen. Voor het afremmen nabij Venus tot een relatieve snelheid (bedoeld ten opzichte van het Venusiaanse assenstelsel), kleiner dan de plaatselijke ontsnappingssnelheid, is een remraket nodig, die bij het remmen zodanig gericht moet worden dat de gasstraal in de richting der ogenblikkelijke beweging valt. (Daarvoor kan dan de snelheid beschouwd worden ten opzichte van het heliocentrische assenstelsel.) Hieruit volgt dat de stand van het voertuig als lichaam ten opzichte van de sterrenhemel (de zogenaamde oriëntatie) voor het geleidingsstation op aarde waarneembaar en instelbaar gemaakt moet worden. Een geheel automatische instelling geheel onafhanke-

[p. 386]

lijk van het aardse controlestation is namelijk overbodig, daar toch voor latere exploratiedoeleinden een radiobesturing van uit het controlestation wordt vereist.

Dit probleem van controleerbare oriëntatie-instelling op Venusafstand denkt men nu als volgt op te lossen. Gedurende de reis van het voertuig van de aarde naar de naaste omgeving van Venus laat men het voertuig vrijelijk om zijn zwaartepunt tuimelen. Het voertuig voert daarbij rotaties om het zwaartepunt uit, waarbij in het algemene geval de ogenblikkelijke rotatieas zowel ten opzichte van het voertuigframe als ten opzichte van de vaste sterrenhemel van stand verandert. Een belangrijke rol hierbij spelen de zogenaamde hoofdtraagheidsassen van het voertuig. Deze assen gaan door het zwaartepunt; hun ligging ten opzichte van het frame hangt af van de massaverdeling. Er zijn drie van zulke hoofdtraagheidsassen. Zij zijn onderling loodrecht en vormen een assenstelsel dat met het voertuigframe meetkundig vast verbonden is. Bij symmetrische massaverdeling, die meestal wordt toegepast, vallen deze hoofdtraagheidsassen met de drie symmetrieassen (langsas, dwarsas en topas) samen. Het voertuig kan nu alleen blijvend om één dezer hoofdtraagheidsassen draaien, waarvan er slechts twee stabiele draaiassen zijn; bij een rotatie om een as die niet met een van de hoofdtraagheidsassen samenvalt, ontstaat dan genoemde tuimelbeweging, die door willekeurige bewegingen bij het vrijkomen van de laatste trap van de viertrapsraket ontstaat en als zodanig onbekend is. Wanneer dan het voertuig in de naaste omgeving van Venus is aangekomen, is de oriëntatie geheel onbekend.

Het is echter mogelijk met behulp van een elektronisch-optisch systeem de langsas van het voertuig automatisch evenwijdig aan de zonnestralen te richten, waarbij voor het verkrijgen van de nodige krachtkoppels gebruik gemaakt wordt van hulpstraalbuizen. De Russen hebben bij het fotograferen van de maan voor het richten van het objectief van een dergelijk systeem gebruik gemaakt. Voor het leveren van de richtende koppels kunnen overigens ook drie elektromotoren worden toegepast, opgesteld in het voertuig, met de draaiassen langs de hoofdtraagheidsassen van het voertuig. Bij dit systeem heeft men echter toch nog hulpstraalbuizen nodig om het moment van hoeveelheid beweging van het voertuig als geheel om zijn zwaartepunt eerst gelijk aan nul te maken; alleen dàn zal het

[p. 387]

voertuig geen rotatie meer uitvoeren, wanneer de drie elektromotoren tot stilstand gekomen zijn.

Het eigenlijke elektronisch-optische systeem kan worden uitgevoerd als een combinatie van een optisch systeem en een stelsel van fotocellen. Dit laatste kan bij voorbeeld als een fotocelscherm worden uitgevoerd. Zodra één der fotocellen door de door het lenzensysteem komende zonnestraling geactiveerd wordt, worden één ofwel twee der servomotoren (elektromotoren) ofwel één of twee der hulpstraalbuizen (of hulpstraalbuisparen) zodanig in werking gesteld, dat het voertuig zich met de langsas meer naar de zonnestraling richt. Wordt ten slotte de fotocel in het centrum van het scherm getroffen, dan is de rolas evenwijdig aan de zonnestraling, hetgeen door een radiosignaal aan het controlestation op aarde kan worden gemeld. Het gehele richtsysteem wordt pas door een radiosignaal vanaf het aardse controlestation in werking gesteld zodra het voertuig in de naaste omgeving van Venus is aangekomen. Het juiste tijdstip daarvoor volgt uit de tevoren gemaakte baanberekening, waarbij op Venus-afstand de voortplantingstijd van het radiosignaal in rekening moet worden gebracht. Het nulmaken van het moment van hoeveelheid beweging van het voertuig als geheel zou automatisch kunnen worden uitgevoerd met behulp van de hulpstraalbuizen, door de rotaties van het voertuig om de drie hoofdtraagheidsassen te meten met behulp van hoeksnelheidsmeters, waarbij ook de draaizin moet worden geregistreerd. Deze hoeksnelheidsmeters zijn dan de voelhoorns die hun commando's doorgeven aan corresponderende hulpstraalbuisparen, die de gemeten rotaties moeten opheffen. Dit nulmaken van het moment van hoeveelheid beweging kan dan worden uitgevoerd, voordat het eigenlijke richtsysteem voor het richten van de rolas evenwijdig aan de zonnestraling in werking komt, waarna dan genoemde hoeksnelheidsvoelhoorns als commandeurs uitgeschakeld moeten worden.

Nadat de langsas is gericht moet nog een rotatie om de langsas worden uitgevoerd om de oriëntatie van het voertuig geheel vast te leggen. Hiertoe heeft men behalve de zon nog een heldere ster nodig, waarvoor men bij voorbeeld Sirius zou kunnen kiezen. Men kan daartoe in het voertuig een telescoop opstellen waarvan de as met de langsas van het voertuig in één vlak ligt, terwijl de hoek tussen beide assen verstelbaar is. De grootte van deze hoek kan in codevorm,

[p. 388]

bij voorbeeld als modulatie-frequentie aan het aardse controlestation gemeld worden, terwijl de verstelling geschiedt met behulp van een elektromotor, die van uit het aardse controlestation radiografisch wordt bediend. Genoemde hoek moet dan zó worden ingesteld dat hij gelijk wordt aan de boogafstand tussen zon en Sirius, zoals die van uit het voertuig zou worden gezien. Men moet nu vervolgens het voertuig om de langsas draaien, waarvoor men het beste een elektromotor in het voertuig kan gebruiken met de draaias samenvallend met de langsas. Deze motor moet dan radiografisch van uit het aardse controlestation in werking worden gesteld. De as van de telescoop zal dan een cirkelkegel beschrijven waarbij in een gegeven stand Sirius in het veld zal komen. Een fotocel zal dan worden geactiveerd waardoor de elektromotor zal worden uitgeschakeld en een radiosignaal naar het aardse controlestation zal worden uitgezonden. Het voertuig heeft dan een oriëntatie verkregen, die voor het aardse controlestation geheel bekend is.

De boven zeer summier geschetste inrichting voor het richten van de langsas is zeer gecompliceerd en zou ook door een eenvoudiger oplossing vervangen kunnen worden, waarbij het richten geheel radiografisch van uit het controlestation wordt gedirigeerd. Eenvoudigheidshalve kan men zich het optisch-elektronische systeem als een camera obscura denken, waarbij de zonnestraling door de opening op het daartegenover geplaatste fotocelscherm valt. Deze camera obscura moet men zich dan zo in het voertuig geplaatst denken, dat de verbindingslijn opening → centrum scherm met de langsas samenvalt. De afstand waarop het fotocelscherm gerekend vanaf het schermcentrum door de zonnestraling wordt getroffen is dan een maat voor de hoek die de langsas met de zonnestraling maakt. Men kan zich nu de fotocellen als concentrische ringen om het schermcentrum uitgevoerd denken. Indien een dezer fotocellen door de zonnestraling wordt getroffen, wordt een met deze fotocel corresponderende stroomkring gesloten, die over een onderbrekingscontact van een contacttrommel loopt, welke door een elektromotor wordt aangedreven. Aldus kan radiografisch een bepaald zich repeterend morsesein uitgezonden worden, hetwelk in code de hoek aangeeft die de langsas van het voertuig met de zonnestraling maakt. De onderbrekingscontacten van de verschillende stroomketens der fotocellen zijn alle axiaal naast elkaar op de contact-

[p. 389]

trommel aangebracht. Aldus kan men dan de stand van de langsas ten opzichte van de zonnestraling in het controlestation beoordelen. De hulpstraalbuizen nodig voor het richten van de langsas worden dan door servomotoren bediend, die als elektromotoren kunnen worden uitgevoerd, die weer radiografisch door het controlestation gecommandeerd worden. Bij gebruik van drie elektromotoren langs de hoofdtraagheidsassen (drie-vliegwiel-methode) kan het richten van de langsas met de motoren langs dwarsas en topas geschieden, wederom radiografisch gecommandeerd van uit het controlestation.

Nadat door de beschreven inrichting het voertuig een voor het controlestation bekende oriëntatie heeft verkregen, kan een gyrogestabiliseerd systeem (gyrotafel) gedearrêteerd worden, dat als materieel assenstelsel kan worden beschouwd en cardanisch (vrij draaibaar) in het voertuig is gemonteerd. Dit assenstelsel wordt dan door gyrotollen ten opzichte van de vaste sterrenhemel in dezelfde stand gehouden. De stand van de hoofdtraagheidsassen van het voertuig ten opzichte van dit systeem geeft dan tevens de oriëntatie ten opzichte van de vaste sterrenhemel aan en wordt bepaald door drie hoeken. Deze drie hoeken kunnen wederom met behulp van drie draaicondensatoren in modulatiefrequenties vertaald worden en aldus naar het controlestation geseind worden. Men kan dus, uitgaande van de bekende beginstand, het voertuig verder radiografisch de gewenste stand geven, waarbij de remraket in de bewegingsrichting wijst, terwijl tevens deze stand kan worden gecontroleerd. Bij de radiografische standsverstelling kan men dus om zo te zeggen zien wat men doet. Een gyrotafel heeft echter het bezwaar dat door de altijd optredende lagerwrijving een verloop zal optreden, zodat het systeem op den duur een andere onbekende stand ten opzichte van de sterrenhemel gaat innemen. Vandaar dat men gedwongen is het voertuig, na aankomst in de buurt van Venus, eerst in een bepaalde bekende stand te brengen. In principe kan men overigens ook, in plaats van een gyrotafel, drie hoeksnelheidsmeters gebruiken, die bij het radiografische veranderen van de stand, de hoeksnelheden van het voertuig om de drie hoofdtraagheidsassen meten. Deze metingen kunnen dan weer als modulatiefrequenties naar het controlestation geseind worden en aldaar elektrisch geintegreerd worden, waardoor men ook weer de standverandering

[p. 390]

kan volgen. Bij deze radiografische besturing en controle daarvan op Venus-afstand moet men dan steeds rekening houden met de voortplantingstijd van de ontvangen en gegeven signalen.

Zodra de omloopsbeweging om Venus is verkregen moet de elliptische baanbeweging door waarneming nauwkeurig worden bepaald. Deze omloopsbeweging is dan bedoeld ten opzichte van het Venusiaanse assenstelsel, dat we even zullen aangeven door xyz. De x-as, y-as en z-as van dit ten opzichte van de vaste sterrenhemel niet-draaiende assenstelsel staan loodrecht op elkaar en snijden elkaar in het middelpunt van Venus. Om nu de elliptische omloopsbeweging volkomen vast te leggen zijn er zes gegevens (baanelementen) nodig. Om namelijk het bewegingsvlak, dat door het middelpunt van Venus gaat, volkomen aan te geven zijn twee hoeken nodig, bij voorbeeld de standhoek tussen het baanvlak en het xy-vlak (de zogenaamde baanhelling) en de hoek die de snijlijn van het baanvlak maakt met de x-as. De baan zelf is een ellips met het Venus-centrum in één der brandpunten. De grootte en vorm van deze ellips is volkomen bepaald door de halve grote as en de excentriciteit, die de verhouding tussen grote en kleine as vastlegt. De ligging van de baan in het baanvlak is dan verder bepaald door de hoek die de lange as insluit met de snijlijn van baanvlak en xy-vlak. Ten slotte is de stand van de satelliet in de baan op een willekeurig tijdstip bepaald, indien men het tijdstip weet waarop een bepaald baanpunt wordt gepasseerd, bij voorbeeld het punt waarop de satelliet zich op de kortste afstand van Venus bevindt. Te zamen zijn er dus zes baanelementen, waardoor de elliptische omloopsbeweging wordt vastgelegd.

Nu kan door de grote afstand de satelliet vanaf de aarde niet meer optisch waargenomen worden, zodat de baanbeweging niet meer op gebruikelijke wijze kan worden gevolgd. We kunnen echter de satelliet uitrusten met een zender die een continu signaal met een constante bekende golflengte uitzendt. Aan de stabiliteit van deze zender moeten dan de hoogste eisen gesteld worden. Door nu de golflengte van het ontvangen signaal te meten, kan men volgens het principe van Doppler de snelheid van de satelliet in de gezichtslijn (radiale snelheid) bepalen. Voeren we nu deze meting uit op zes verschillende tijdstippen, dan is het mogelijk - de eindige voortplantingssnelheid der signalen (gelijk aan de lichtsnelheid) mede

[p. 391]

in aanmerking nemende - tot zes uiterst ingewikkelde transcendente vergelijkingen in de zes baanelementen te komen, waaruit deze (na zeer moeizame rekenarbeid) numeriek zouden kunnen worden opgelost. Men kan echter aan deze moeilijkheden tegemoet komen door omgekeerd voor verschillende aangenomen banen, die slechts weinig van de te verwachten baanbeweging afwijken, de gemeten radiale snelheden - te meten op zes verschillende tijdstippen - te berekenen, hetgeen aanzienlijk eenvoudiger is. (Hierbij wordt dan wederom met de eindige voortplantingssnelheid der signalen rekening gehouden.) Verder kan men, door radiocommandering van oriëntatie en remraketwerking in de beweging ingrijpen en het voertuig in een bepaalde baan dwingen, daarbij dan controlerende of de gemeten radiale snelheden daarmee in overeenstemming zijn. Deze situatie wordt dus geheel anders dan in de klassieke astronomie, waarbij men steeds lijdelijk moest toezien.

Nadat men aldus met de vereiste nauwkeurigheid een bekende omloopsbeweging verkregen heeft, kan begonnen worden met het nagaan van de structuur van het magnetische veld om Venus en de daarmede samenhangende stralingsgordels die ontstaan door afwijking der van de zon uitgaande corpusculaire straling ten gevolge van dit magnetische veld. Voor het gestelde doel zal het baanvlak een steile hoek met het magnetische equatorvlak moeten maken. Indien dit niet voldoende het geval blijkt te zijn, zal in de beweging radiografisch ingegrepen moeten worden. Wanneer nu de structuur van het magnetisch veld en daarmede de stand van de magnetische as bekend geworden is, weet men ook, althans ten naaste bij, de stand van de rotatieas. Men kan dan vervolgens door het voertuig nog verder met de remraket (of een tweede remraket) te vertragen, een baan verkrijgen waarbij het voertuig de Venus-atmosfeer bij zijn beweging schampt, dus even in dichtere lagen duikt om vervolgens weer uit te treden. Bij deze operatie kan na de afremming en vóór de intreding in de Venus-atmosfeer een bolvormige satelliet uit het voertuig worden vrijgemaakt. Deze bolvormige satelliet, die geen of hoogstens een geringe rotatie mag uitvoeren, zal dan, bij het schampen van de Venus-atmosfeer slechts een aërodynamische weerstand ondervinden, die steeds tegengesteld gericht is ten opzichte van de relatieve snelheid die de satelliet ten opzichte van de omringende atmosfeer heeft. Deze atmosfeer zal nu door de rotatie van

[p. 392]

de planeet meegesleept worden, als het ware één star geheel met de planeet vormende. Alleen de uiterste grenzen met een te verwaarlozen kleine dichtheid zullen minder bij deze gemeenschappelijke rotatie zijn betrokken. Door nu een bepaalde dichtheidsverdeling van deze atmosfeer aan te nemen, evenals een bepaalde rotatiesnelheid van de planeet en voor de stand van de rotatieas de stand van de magnetische as te nemen, kan men de optredende aërodynamische weerstand in elk baanpunt bepalen en berekenen welke baanverandering door het schampen van de atmosfeer zou moeten optreden. Door nu de berekende verandering met de waargenomen verandering te vergelijken, kan men de dichtheidsverdeling van de Venus-atmosfeer alsmede de hoeksnelheid van de Venus-rotatie, zowel wat grootte als richting (stand van rotatieas) betreft, experimenteel onderzoeken. Bij de doorgang door de atmosfeer kunnen dan tevens verdere metingen worden verricht, die ons meer kunnen leren over haar samenstelling en fysische gesteldheid. Voor het overseinen van deze waarnemingen, alsmede voor het volgen van de beweging van de bolvormige satelliet, moet deze van een krachtige zender zijn voorzien. Van deze zelfde zender kan uiteraard ook gebruik gemaakt worden vóór het loslaten van de bolvormige satelliet. De beweging van de satelliet vóór het binnentreden en ná het uittreden van de atmosfeer kan dan weer bepaald worden met behulp van het Doppler-principe door de radiale snelheid op zes verschillende tijdstippen te meten.

Idealer zou het echter zijn wanneer men de beweging van de Venus-satelliet continu zou kunnen volgen. Het voortdurend volgen van de beweging van een aardsatelliet is mogelijk door continu de radiale snelheid te meten vanaf drie waarnemingsstations op aarde, waardoor dan deze satelliet weer van een zender met constant gehouden golflengte moet zijn voorzien. (Bij gebruik van radar zou men ook voor het bepalen van de radiale snelheid de frequentie van het teruggekaatste signaal kunnen meten.) Men kan dan daaruit de baan van de aardsatelliet van ogenblik tot ogenblik bepalen. Voor het continu volgen op dezelfde wijze van een Venus-satelliet zouden echter drie waarnemingsstations op aarde te dicht bij elkaar liggen. Men zou echter deze drie aardse waarnemingsstations kunnen vervangen door drie aardsatellieten, die langgerekte elliptische banen om de aarde zouden moeten beschrijven en daarbij tot op ongeveer

[p. 393]

maanafstand zouden komen, in drie verschillende richtingen. De drie waarnemingsstations, in standen zover mogelijk uit elkaar, zouden dan over een zekere periode volgens het Doppler-principe de radiale snelheid (ten opzichte van elk station) kunnen meten en de waarnemingen in bepaalde code naar de aarde kunnen doorseinen. Hierdoor zou een continu volgen van de Venus-satelliet over een bepaalde periode mogelijk worden. Wat betreft de voortplantingstijd der signalen zou men daarbij - althans in eerste benadering - de afstand van de Venus-satelliet tot Venus en van de ruimtestations tot de aarde in vergelijking met de afstand aarde-Venus kunnen verwaarlozen.

Een soortgelijk onderzoek met behulp van een onbemand ruimtevoertuig kan natuurlijk ook bij Mars uitgevoerd worden. Het ligt echter in de bedoeling dit in de eerstkomende jaren allereerst bij Venus uit te voeren.

Maar behalve Venus en Mars zal het grote centrale lichaam van ons zonnestelsel, de zon zelf, een bijzonder belangrijk doel zijn voor het onderzoek met behulp van onbemande ruimtevoertuigen. Het zal uiterst belangwekkend zijn dit geweldige stralende hemellichaam van meer nabij - zij het dan ook onbemand - te aanschouwen en allerlei metingen op betrekkelijk korte afstand te verrichten. De vraagstukken van communicatie en afstandsbesturing die zich daarbij voordoen, zijn zelfs in zoverre eenvoudiger dan bij Venus, dat men het voertuig, na een exploratie nabij de zon, wederom in de buurt van de aarde zou kunnen laten terugkeren. Men zou namelijk het voertuig, door passende beginvoorwaarden in het laatste doofpunt nabij de aarde, een langgerekte elliptische baan om de zon kunnen laten beschrijven, waarvan de halve grote as gelijk is aan de halve grote as - dus praktisch gesproken de straal - van de aardbaan. Volgens de derde wet van Kepler zou dan het voertuig, na de zon in het baanperihelium op korte afstand te zijn gepasseerd en een volle baanomloop te hebben uitgevoerd, weer na één jaar in de buurt van de aarde terugkomen. Natuurlijk wordt het vraagstuk van het bepalen der juiste beginvoorwaarden in het laatste doofpunt zeer gecompliceerd door de zeer sterke storing van de aarde bij het begin van de rondreis, maar kan toch numeriek, met behulp van een grote elektronische rekenmachine, worden opgelost. Voor het fotograferen van het zonne-oppervlak op

[p. 394]

korte afstand zou men dan een richtsysteem kunnen gebruiken als boven aangeduid, waarbij het richten van de langsas evenwijdig aan de zonnestraling en de stabilisatie van deze stand nabij het perihelium geheel onafhankelijk van het controlestation op aarde zou kunnen geschieden. Het overseinen van de gedane waarnemingen zou kunnen worden uitgesteld todat het voertuig weer voldoende in de nabijheid van de aarde zal zijn gekomen.

Na zon, Venus en Mars zal waarschijnlijk pas Mercurius voor het onderzoek met onbemande ruimtevoertuigen aan de beurt komen. Dit programma zal wellicht een tiental jaren in beslag nemen - wellicht ook langer. Een verder uitstrekken van het onderzoek met behulp van onbemande ruimtevoertuigen tot Jupiter en verder Saturnus stuit op het dan schier onmogelijk geworden radiocontact, gezien de enorme afstanden. Het is echter zeer wel mogelijk dat men deze moeilijkheid te boven zou kunnen komen door het toepassen van gerichte zenders, wel te verstaan zowel van de aarde als van de planeetsatelliet af. De zender van de kunstmatige planeetsatelliet zou dan radiografisch van de aarde af gericht moeten worden om een radiobericht van de satelliet te verkrijgen. Een dergelijk systeem zou overigens ook reeds op kleinere afstanden, als bij Venus en Mars, een zeer grote vooruitgang in de communicatiemogelijkheden betekenen. Men zou verder deze werkwijze van radiografisch richten van satelliet-richtzenders kunnen vervangen door of combineren met de toepassing van interplanetaire radiorelais-stations. Voor dat doel zou men een aantal ruimtevoertuigen zodanig kunnen lanceren dat deze in de vrije vlucht in eenzelfde langgerekte ellipsbaan om de zon zouden gaan rondlopen, daarbij regelmatig over de baan verspreid als een kunstmatige meteorenzwerm. De langsas van deze baan zou dan in de richting van de stand van de object-planeet moeten vallen in de voorbestemde periode van radiocommunicatie en radiocommandering van de te realiseren planeet-kunstsatelliet. De opbouw van een dergelijke ruimtelijke radiostation-zwerm zou echter, om afstanden tot Jupiter te overbruggen, alleen al wat de opvolgende lanceringen betreft, vele jaren in beslag nemen en voor afstanden tot over de Neptunus-baan zelfs vele tientallen jaren! Dit zal direct duidelijk zijn wanneer men bedenkt dat de omloopstijd van de komeet van Halley, wier baan zich tot over de Neptunus-baan uitstrekt, tachtig

[p. 395]

jaren bedraagt. Toch zal men op deze wijze in de loop van vele decennia een doeltreffend dynamisch systeem van ruimtelijke radio-relais-stations kunnen opbouwen waardoor zowel radioberichtgeving als radiocommandering over het gehele planetenstelsel mogelijk zal worden. De perspectieven die zich aldus voor het ruimte-onderzoek met behulp van onbemande ruimtevoertuigen zullen openen, zijn dan, althans binnen ons planetenstelsel, praktisch onbegrensd.

Wat betreft het vraagstuk van nodige aanvangssnelheden in het laatste doofpunt om alle afstanden binnen het planetenstelsel te kunnen overbruggen zij opgemerkt, dat de ontsnappingssnelheid in het zwaarteveld van de zon bij de aardbaan ongeveer 44 km per seconde bedraagt, terwijl de snelheid van de aarde in haar baan bijna 30 km per seconde bedraagt. De resterende 14 km per seconde kunnen reeds met de hedendaagse chemische stuwmiddelen, bij de hedendaagse stand van de meertrapsraket-techniek, zeker worden opgebracht. Toepassing van kernenergie voor raketaandrijving - hetgeen ook in het verschiet van het komende decennium ligt - is voor dat doel zelfs niet nodig.

De wetenschappelijke mogelijkheden van de onbemande ruimtevaart beperken zich echter geenszins tot het directe onderzoek van zon en planeten. Zo biedt reeds het nauwkeurig nagaan van de beweging van een kunstsatelliet om de aarde, principieel de mogelijkheid om de algemene relativiteitstheorie te beproeven. Volgens deze theorie zal de beweging van een planeet om de zon of de beweging van een satelliet om de aarde afwijken van de beweging volgens de klassieke mechanica van Newton. Deze afwijking is slechts uiterst gering bij de planetaire snelheden en is bij Mercurius, die van alle zonneplaneten de grootste baansnelheid (circa 50 km per seconde) heeft, het grootst en bestaat in een langzame draaiing van de grote as van de elliptische baan in het baanvlak. Bij Mercurius is deze zogenaamde precessie van het perihelium, volgens de theorie, 42,6″ per eeuw. Volgens de uitgevoerde astronomische metingen zou deze met de algemene relativiteitstheorie corresponderende afwijking slechts circa 30″ per eeuw bedragen. Er zijn echter ook andere storingen die evenzo een draaiing van de grote as van de baan in het ogenblikkelijke baanvlak bepalen, zodat het hier gaat om een extra precessie van het perihelium, die slechts door de algemene relativi-

[p. 396]

teitstheorie zou kunnen worden verklaard. De overeenstemming tussen meting en theorie kan dus bij Mercurius niet geheel overtuigend genoemd worden. Bij de andere planeten blijft de te verwachten extra afwijking beneden de hedendaagse grens van waarnemingsmogelijkheid. Voor het geval van een kunstsatelliet die zich om de aarde beweegt in een elliptische baan met een excentriciteit 0,2 (dezelfde als bij de Mercurius-baan), wordt echter de te verwachten extra draaiing van de baanas twintigmaal zo groot als bij Mercurius. De moeilijkheid is echter dat de kunstsatelliet zich met grote hoeksnelheid langs de hemelsfeer beweegt, zodat men de desbetreffende meting nog niet met de vereiste nauwkeurigheid heeft kunnen doorvoeren.

Een ander experiment om tegelijk de zogenaamde tijddilatatie volgens de speciale relativiteitstheorie en de vertragende werking van een zwaarteveld volgens de algemene relativiteitstheorie te beproeven, werd voorgesteld door prof. F. Singer van de universiteit van Maryland. Plaatst men in een kunstsatelliet die zich om de aarde beweegt een atoomklok, dan zal deze, door de snelheid die zij ten opzichte van de waarnemer op aarde heeft, langzamer moeten lopen dan een vergelijkende atoomklok op aarde. Daar anderzijds de kunstsatelliet in zijn baan een vrij vallende beweging uitvoert, zal voor de atoomklok in het ruimtevoertuig de zwaartewerking zijn opgeheven, terwijl dit bij de op het aardoppervlak staande klok niet het geval is. De aardse klok ondervindt dus bij het lopen de vertragende werking van het zwaarteveld der aarde, de klok in het ruimtevoertuig daarentegen niet. We hebben dus met twee elkaar tegengestelde effecten te doen. Door nu de stand van de atoomklok in het onbemande ruimtevoertuig radiografisch naar een waarnemingsstation op aarde over te seinen en te vergelijken met de stand van een atoomklok in dit station, moet op den duur een waarneembaar verschil in stand voor den dag komen en kunnen zo beide genoemde effecten, die volgens de speciale relativiteitstheorie en de algemene relativiteitstheorie moeten optreden, in combinatie worden beproefd. Men is er echter nog niet toe gekomen dit zeer belangwekkende experiment te nemen.

Van het wezen der zwaartekracht is overigens sinds Newton nog steeds niets bekend, hoewel men vermoedt dat zij met de elektromagnetische wisselwerking moet samenhangen. In verband daar-

[p. 397]

mede onderstelde reeds Einstein dat de zwaartekrachtswerking zich met lichtsnelheid zou uitbreiden. Dit heeft natuurlijk zijn theoretische consequenties voor de beweging der hemellichamen en ruimtevoertuigen. Beschouwt men bij voorbeeld de beweging van een ruimteschip in het zwaarteveld van de zon, gestoord door een planeet, dan zal de eindige voortplantingssnelheid der zwaartekrachtsgolven geen verandering brengen in de aantrekking van de zon, daar in dit geval de beweging van het ruimteschip wordt beschouwd ten opzichte van het heliocentrische niet-draaiende assenstelsel en het zwaarteveld van de zon ten opzichte van dit stelsel niet met de tijd verandert. De storende werking die de planeet op de baanbeweging van het ruimtevoertuig om de zon uitoefent, zal echter wel beïnvloed worden door de omstandigheid dat de zwaartekracht slechts een eindige voortplantingssnelheid heeft. De storende kracht bestaat nu uit een directe aantrekkingskracht van de planeet op het ruimtevoertuig, gericht vàn het ruimtevoertuig náár de stand die de planeet had op het tijdstip van uitzending der op het beschouwde tijdstip bij het ruimteschip aankomende planetaire gravitatiegolven en een traagheidskracht die ontstaat doordat ten opzichte van de kosmische achtergrond het heliocentrische assenstelsel in de richting van die stand wordt versneld, waarin zich de planeet bevond op het tijdstip van uitzending van de op het beschouwde tijdstip bij de zon aankomende van de planeet afkomstige gravitatiegolven. Men kan nu dit alles in rekening brengen bij de opstelling der bewegingsdifferentiaal-vergelijkingen van het voertuig, die dan volgens een methode van opeenvolgende benaderingen kunnen worden opgelost. (Hierbij zal dan meestal genoemde traagheidskracht ten opzichte van de directe aantrekkingskracht van de planeet op het ruimteschip verwaarloosd kunnen worden.) Neemt men nu aan dat de uitbreidingssnelheid van de zwaartekrachtsgolven gelijk is aan de lichtsnelheid, dan blijkt dat de verandering van de storende kracht in vergelijking met het geval van oneindig grote voortplantingssnelheid zéér gering is. Voor het geval van twee elkaar storende planeten is de afwijking te gering om met de beschikbare astronomische kijkers op aarde waargenomen te kunnen worden. Bij een onbemand ruimtevoertuig daarentegen, uitgerust met optische waarnemingsinstrumenten die radiografisch gericht kunnen worden volgens dezelfde principes als

[p. 398]

boven geschetst, zowel ten opzichte van het voertuig als in combinatie met de oriëntatie van het voertuig ten opzichte van de vaste sterrenhemel - zal het in een verdere toekomst zeker mogelijk worden bedoelde afwijking wèl waarneembaar te maken. Aldus zal de onbemande ruimtevaart de gelegenheid kunnen bieden de uitbreidingssnelheid der gravitatiegolven direct te meten en ons een stap nader kunnen brengen tot het wezen van de zwaartekracht.

Voorts zal de onbemande ruimtevaart in de toekomst een machtig hulpmiddel worden om de diepten van de wereldruimte te peilen en wellicht de kosmische structuur van het heelal na te gaan, zowel in ruimte als in tijd. Doordat het waarnemende onbemande ruimtevoertuig zich buiten de aardatmosfeer bevindt, heeft men voor het onderzoek alle golflengten ter beschikking van de straling uit de wereldruimte. Gebruik makend van de omstandigheid dat de hemel ons informaties biedt betrekking hebbende op verschillende tijden - in verband met de eindigheid van de lichtsnelheid - zal het mogelijk zijn niet alleen de kromtestraal van de waarschijnlijk sferische ruimte te meten, maar ook na te gaan hoe deze ruimtelijke kromtestraal verandert volgens een kosmische tijdmaat. Het zal dan ad oculos blijken dat het heelal als geheel geen begin en geen afloop heeft in de tijd en dat het tijdruimtelijk onbegrensd en toch eindig is, alhoewel voor ons onvoorstelbaar groot. Zo zal de onbemande ruimtevaart - meer dan ooit de bemande ruimtevaart als zodanig - eens direct kunnen bijdragen tot het inzicht van het boventijdelijk zijn der gebeurtenissen, en daarmede van het boventijdelijk zijn van onszelf.