Logo DBNL
Onze Eeuw. Jaargang 19 (1919)

Onze Eeuw. Jaargang 19

(1919)– [tijdschrift] Onze Eeuw–rechtenstatus Gedeeltelijk auteursrechtelijk beschermd

Vorige Volgende

Enkele problemen der stellaire astronomie
Door Dr. P.J. van Rhijn.

Tot omstreeks 1800 bepaalde zich de beoefening der sterrenkunde bijna uitsluitend tot de waarneming en verklaring van de bewegingen der planeten. Met het verschijnen van Laplaces ‘Mécanique Céleste’ in het begin der negentiende eeuw werd de kroon gezet op het werk, waaraan eenige geslachten astronomen hunne beste krachten hadden gewijd en dat kan worden samengevat in een antwoord op deze vragen: Welke is de structuur van ons planetensysteem? Welke zijn de afstanden, de banen en de massa 's der planeten? Welke is de algemeene wet, die de bewegingen beheerscht en kunnen deze zonder rest uit die algemeene wet worden gededuceerd? Overzien wij den weg waarlangs de oplossing dezer problemen zich heeft bewogen, dan kunnen wij de volgende ontwikkelingsstadia onderscheiden: In den vóór-Copernicaanschen tijd wordt algemeen het stelsel van Ptolomeus gehuldigd; de aarde staat in het centrum van het heelal waaromheen zich zon, maan en planeten bewegen. Copernicus stelt de zon in het middelpunt van ons planetensysteem en ontdekt hiermee zijn ware structuur. Vervolgens zijn het Tycho Brahe en Keppler, die de bewegingen der dwaalsterren aan een nauwkeurig onderzoek onderwerpen; de eerste door

een onvermoeide waarneming van de posities dier hemellichamen, de tweede door te zoeken naar de empirische wetten, volgens welke de door zijn voorgangers vastgestelde bewegingen plaats hebben. Hij deed dit door verschillende onderstellingen te maken aangaande de banen en snelheden der planeten en deze onderstellingen zoodanig te varieeren, dat ten slotte de posities, die hij uit de gemaakte hypothesen afleidde, met de waarneming overeenstemden.

Daarna is het Newtons genie geweest, dat de empirisch gevonden wetten uit een enkel principe wist af te leiden en bewees dat dit beginsel niet anders is dan de kracht, die een steen op de aarde doet vallen. Hiermee werd voor het eerst de mechanica op de hemellichamen toegepast. Het is van nu aan niet meer voldoende nieuw ontdekte bewegingen te beschrijven en onder empirische wetten samen te vatten; veeleer zal de vraag moeten worden beantwoord of het mogelijk is deze uit Newtons aantrekkingskracht af te leiden.

Bij verder onderzoek bleek, dat de regelen, die Keppler in de bewegingen ontdekt had, slechts bij benadering in de natuur vervuld waren; hetgeen in volkomen overeenstemming is met de onderstelling, dat aan de aantrekkingswet universeele geldigheid toekomt. Immers Newton had bewezen dat een planeet zich volgens de Kepplersche wetten moet bewegen, indien deze uitsluitend de werking van de zon ondergaat; de vraag doet zich nu voor of de afwijkingen van de Kepplersche regelen uit de aantrekking der overige planeten kunnen worden verklaard. Aan de beantwoording van dit probleem hebben de beste mathematici der achttiende eeuw hunne krachten gewijd. En zoo wordt dan thans het geheele zonnestelsel begrepen als een geweldig mechanisme, welks zeer gecompliceerde bewegingen kunnen worden afgeleid uit één enkel beginsel n.l. de aantrekkingskracht van Newton1).

Vergeleken bij de zoogenaamde theoretische astronomie, waarvan ik zeer schematisch de ontwikkeling heb aangegeven, bevindt zich de wetenschap der vaste sterren in een weinig gevorderd stadium. Dit verwondert ons niet. Immers de hulpmiddelen, waarover de moderne astronomie beschikt ten einde de geheimen van het sterrenstelsel te doorgronden, waren tot voor een zestigtal jaren onbekend, of althans niet voldoende geperfectioneerd, om van groote waarde te kunnen zijn.

Het probleem, dat de nieuwere sterrenkunde heeft gesteld, kan in het kort aldus worden geformuleerd: Welke is de structuur van het zichtbare gedeelte van het heelal en langs welke ontwikkelingslijnen is het tegenwoordige stadium bereikt? Ik laat hier buiten beschouwing de plaats, die de nevelvlekken en de bolvormige sterrenhoopen in dit systeem innemen, aangezien dienaangaande nog zoo weinig met zekerheid valt te zeggen. Bepalen wij ons dus tot de sterren, die niet zijn opgehoopt in clusters, dan moet allereerst de vraag worden beantwoord of de verzameling dier hemellichamen inderdaad een structuur heeft, of alle te zamen een eenheid vormen, dan wel of elk groepje sterren een afzonderlijk stelsel vormt, zoowel in geboorte als in ontwikkeling onafhankelijk van de rest. Wij kunnen wel met zekerheid zeggen dat de eerste der twee mogelijkheden aan de werkelijkheid beantwoordt, dat m.a.w. de ons omringende sterren één systeem vormen, het zoogenaamde Melkwegstelsel waartoe ook de zon behoort.

Dit blijkt in de eerste plaats uit hun rangschikking in de ruimte. Een der meest opvallende trekken

van den nachtelijken hemel is wel de Melkweg, die lichtende band welke het zonnestelsel ongeveer langs een cirkel omsluit. In den telescoop gezien lossen deze lichtende wolken zich grootendeels op in millioenen individueele sterren en een oppervlakkige beschouwing leert reeds dat het aantal hemellichamen in den Melkweg zeer veel grooter is dan aan andere gedeelten van het firmament.

Dit is echter geenszins de meest interessante eigenschap die den Melkweg toekomt. Indien wij namelijk de aantallen sterren van een bepaalde helderheid aftellen, die in verschillende richtingen op een telkens even groot gedeelte van den hemelbol zijn gelegen, dan blijkt dat dit aantal regelmatig afneemt van den Melkweg naar diens polen, welke gelegen zijn in een richting loodrecht op het galactische vlak1). Wij moeten er den nadruk op leggen dat deze afname regelmatig plaats vindt. Immers hieruit volgt dat de Melkweg niet slechts van locale beteekenis is voor de structuur van het sterrensysteem, dat hij integendeel verband houdt met de rangschikking der hemellichamen ook in die deelen van de ruimte, welke gelegen zijn buiten het eigenlijke galactische vlak.

Dit is wel een eerste bewijs voor de eenheid van het sterrenstelsel. Hiermee is echter de vraag hoe de sterren in dat stelsel verdeeld zijn in 't geheel niet uitgeput. Om dit probleem volledig te kunnen oplossen, zouden wij van elke individueele ster moeten kennen zoowel de richting waarin zij gezien wordt als haar afstand tot de zon. Immers met deze kennis gewapend zou het mogelijk zijn op een verkleinde schaal een afbeelding van het geheele systeem te construeeren, waarin de verhoudingen der afstanden dezelfde zijn als in het groote stelsel. Representeeren wij daartoe elke ster door een bolletje, dan hebben wij in een bepaalde richting n.l. de richting waarin de ster

gezien wordt en op een bepaalden afstand van een willekeurig aangenomen punt, dat de aarde voorstelt, telkens een bolletje te plaatsen. Het geheel dier bolletjes is een afbeelding van het sterrenstelsel, waaruit de verdeeling der hemellichamen in het werkelijke systeem direct zou zijn af te lezen.

Het is op dit oogenblik nog niet mogelijk tot de constructie van een dergelijk miniatuur-heelal over te gaan. De grootste moeilijkheid wordt opgeleverd door onze gebrekkige kennis van de afstanden der sterren. Terwijl de richting waarin een hemellichaam wordt gezien met groote nauwkeurigheid kan worden bepaald, zijn de afstanden van slechts enkele honderden sterren bekend en deze behooren zonder uitzondering tot de dichtbijstaande. Dit ligt in den aard van de zaak: immers de afstand wordt afgeleid uit de waargenomen parallax d.i. de schijnbare verplaatsing, die een hemellichaam ondergaat ten gevolge van de jaarlijksche beweging van de aarde om de zon. Naarmate een ster verder van ons verwijderd is, zal deze verplaatsing kleiner zijn en als de afstand tweehonderd lichtjaren overschrijdt, is de verschuiving te gering, om zelfs met de beste hulpmiddelen te worden gemeten. Zoo bepaalt zich dus onze kennis der direct gemeten afstanden tot een zeer klein gedeelte van het sterrenstelsel, gelegen in de onmiddellijke omgeving van de aarde.

Ten einde een inzicht te krijgen in de rangschikking der sterren in de ruimte is het echter gelukkig niet noodig van elk individueel object den afstand te kennen. Het aantal hemellichamen is zoo groot, dat wij met succes statistische methoden ter bereiking van ons doel kunnen toepassen. De vraag luidt dus niet meer: Welke is de afstand van deze of gene individueele ster? maar: Hoe groot is het aantal sterren tusschen 0 en 100,100 en 200, 200 en 300 enz. lichtjaren? De mogelijkheid om dit probleem op te lossen zonder kennis van den afstand van elke afzonderlijke ster, wordt geopend door de bepaling van den gemiddelden afstand van groepen hemel-

lichamen, welke langs een geheel anderen weg kan worden uitgevoerd dan diegene, welke werd aangegeven ter afleiding der individueele afstanden. Deze laatste bestond in het meten van de verplaatsing, die een hemellichaam ondergaat ten gevolge van de jaarlijksche beweging van de aarde om de zon; daar nu echter die verplaatsing te klein blijkt om met voldoende nauwkeurigheid bepaald te worden, moeten wij uitzien naar een andere beweging der sterren, die eveneens voortvloeit uit een positieverandering der aarde, maar die aanzienlijk grooter is. Deze wordt gevonden in de zoogenaamde parallactische beweging d.i. de verplaatsing die een hemellichaam ondergaat ten gevolge van de beweging van het zonnestelsel door de ruimte. Per jaar is zij in een gunstig geval reeds tweemaal grooter dan de parallax, die het gevolg is van de beweging der aarde om de zon en ze heeft bovendien het enorme voordeel met den tijd steeds toe te nemen. Immers de zon en met haar de aarde bewegen zich practisch in een rechte lijn naar een punt in het sterrenbeeld Hercules; de hieruit voortvloeiende verplaatsing der sterren zal dus ook onveranderlijk zijn van richting en daarom met de jaren grooter worden. Het bezwaar van de kleinheid der te meten quantiteiten zal hier dus niet zoo overwegend zijn als bij de bepaling der jaarlijksche parallaxen. En indien de sterren zelf in rust waren, zou het een bijzonder eenvoudige zaak zijn om den afstand van elke individueele ster uit de besproken plaatsverandering te bepalen. Want het is gemakkelijk in te zien, dat deze in dezelfde verhouding kleiner wordt waarin de afstand toeneemt; de afstand zou dus omgekeerd evenredig varieeren met de parallactische beweging en de evenredigheidsfactor zou zijn de zonssnelheid welke langs anderen weg kan bepaald worden.

De moeilijkheid is nu echter, dat de sterren niet in rust zijn en de vraag doet zich dus aanstonds voor, welk gedeelte van de totaal waargenomen beweging moet worden toegeschreven aan de ster zelf, welk gedeelte aan een reflex van de zonsbeweging. Aangezien

deze vraag niet te beantwoorden is, zal het onmogelijk zijn langs den aangegeven weg den afstand van het een of ander individueel hemellichaam te bepalen. Indien wij echter onderstellen, dat de zelfbewegingen der afzonderlijke sterren elkaar wederzijds opheffen, dat dus de gemiddelde zelfbeweging van zoo'n groep nul is, dan kan, volgens de juist besproken methode, de gemiddelde afstand van dezelfde groep gevonden worden. Immers de zelfbewegingen der sterren, die ons beletten de individueele afstanden te vinden, zullen het gemiddelde niet beïnvloeden. Op grond van deze beschouwingen en tevens gebruik makende van de direct gemeten afstanden, voorzoover deze van dienst kunnen zijn, is het mogelijk gebleken de gemiddelde parallax te vinden van bepaalde groepen sterren over veel grootere deelen van de ruimte dan waarbinnen individueele afstandsbepaling mogelijk is.

Wij zullen deze methode bij voorkeur toepassen op hemellichamen waarvan wij a priori mogen verwachten, dat de afstanden niet al te zeer verschillend zijn. Om deze reden worden gewoonlijk in één groep vereenigd sterren met dezelfde hoekbeweging1) en schijnbare helderheid, welke eigenschappen te zamen reeds een goed criterium voor de parallax vormen.

Verder is het nu mogelijk gebleken een schatting te maken van de afwijking der individueele afstanden van het gevonden gemiddelde. Indien dus die gemiddelde afstand b.v. vijfhonderd lichtjaren bedraagt, dan kunnen wij aangeven welk percent van het totale aantal eener groep gelegen is tusschen honderd en tweehonderd lichtjaren, welk percent tusschen tweehonderd en driehonderd lichtjaren enz. Hiermede zijn wij ons doel reeds zeer veel nader gekomen: wij kunnen nu van elke groep

sterren het percentgetal berekenen, dat gelegen is tusschen bepaalde grenzen van afstand, mits de hoekbeweging en schijnbare helderheid van alle leden der groep gemeten zijn. Ondersteld nu eens, dat deze beide grootheden voor alle bestaande sterren gevonden waren, dan zou het dus ook mogelijk zijn van alle sterren te berekenen welk percent besloten ligt tusschen gegeven grenzen van afstand. Deze kennis zou voldoende zijn om tot de constructie van een miniatuur-heelal over te gaan, wel is waar niet meer in dezen zin, dat wij van elk bolletje, dat een ster representeert, de positie precies weten aan te geven, maar wel in deze andere beteekenis dat het aantal bolletjes bekend is, hetwelk in een bepaalde richting en tusschen bepaalde grenzen van afstand moet worden geplaatst, om een beeld van het werkelijke stelsel te verkrijgen.

Nu valt er niet aan te denken van alle sterren de schijnbare helderheid en de hoekbeweging te bepalen: hun aantal bedraagt eenige duizenden millioenen. Dit zou op zich zelf voor de oplossing van ons probleem niet bedenkelijk zijn, indien wij slechts konden aannemen, dat de hemellichamen, waarvan de bedoelde grootheden wèl zijn waargenomen, een juist beeld gaven van het geheele stelsel. Maar ook dit is zeker niet het geval; de hoekbewegingen zijn, om voor de hand liggende redenen, alleen bekend voor de schijnbaar heldere sterren. Indien wij dit materiaal aan onze berekeningen ten grondslag leggen, kunnen wij geenszins verwachten de structuur van het ware stelsel te vinden. Immers om maar één punt te noemen: wij zouden op deze wijze tot de conclusie moeten komen, dat het aantal sterren per eenheid van volumen sterk afneemt, naarmate de afstand tot de aarde grooter wordt, niet omdat dit in het Melkwegstelsel inderdaad het geval is, maar omdat de ver verwijderde sterren, ceteris paribus, een geringe schijnbare helderheid hebben en dus bij ons onderzoek zijn uitgesloten.

Zoolang dus alleen van de apparent heldere sterren

de hoekbewegingen bekend zijn, zal het totaal aantal sterren tusschen bepaalde grenzen van afstand niet kunnen worden bepaald; en het is voorloopig ook niet in te zien, dat zulks ooit mogelijk zal zijn. Immers het aantal donkere lichamen kan dat der heldere nabijkomen of overtreffen zonder dat hunne aanwezigheid zich ons verraadt.

Aangezien dus de totale hoeveelheid sterren tusschen bepaalde grenzen van afstand niet kan worden gevonden, zullen wij ons tevreden moeten stellen met de afleiding van het aantal, wier absolute helderheid een bepaalde waarde heeft. Deze aantallen kunnen, althans binnen beperkte deelen van de ruimte, volledig worden afgeteld; immers wij kennen de grens van schijnbare helderheid tot welke onze catalogus compleet is en voor elken afstand dus ook de grens van absolute helderheid, boven welke alle sterren moeten zijn waargenomen. En indien verder mag worden aangenomen, dat het getal hemellichamen van één bepaalde absolute helderheid op elken afstand hetzelfde percentgetal bedraagt van het totaal aantal sterren op dienzelfden afstand, dan kunnen wij nu inderdaad overgaan tot de constructie van een miniatuur-heelal. Wij weten wel is waar niet het absolute getal bolletjes, dat in een bepaalde richting en op een bepaalden afstand in de eenheid van volumen moet worden ondergebracht; maar wel zijn de verhoudingen dezer aantallen voor verschillende afstanden tot de aarde bekend. Immers deze verhoudingen zijn volgens onderstelling voor de totaliteit der sterren dezelfde, als voor lichamen van éénzelfde absolute helderheid, welke laatste volledig kunnen worden afgeteld.

Hiermede is het dus mogelijk geworden de verhoudingen der aantallen sterren per volumeneenheid in verschillende deelen der ruimte aan te geven. Deze zoogenaamde densiteiten kunnen nog worden verbeterd met behulp van de aantallen sterren van elke schijnbare helderheid, die voor veel lichtzwakkere objecten bepaald zijn dan het materiaal dat in de voorgaande beschou-

wingen kon worden verwerkt en waarvoor immers ook de hoekbeweging bekend moest zijn.

Ons probleem is hiermee opgelost. Wij hebben een langen weg moeten afleggen, niet omdat de vraag zelf zoo gecompliceerd is, maar omdat de afstanden der hemellichamen zoo uiterst moeilijk te bepalen zijn. Kenden wij den afstand en de richting van elke ster, dan zou de verdeeling der hemellichamen in de ruimte bijzonder gemakkelijk te vinden zijn; nu die afstanden langs den directen weg niet of slechts zeer gedeeltelijk kunnen gemeten worden, moeten wij tot meer gecompliceerde methoden onze toevlucht nemen om toch ons doel te bereiken. De aangegeven wijze van oplossen is voorgesteld en toegepast door Kapteyn; andere astronomen hebben getracht langs anderen weg tegemoet te komen aan het bezwaar dat de parallaxen der sterren slechts zeer gebrekkig bekend zijn.

Wat is nu het resultaat van deze onderzoekingen? Laat mij U de meest sprekende trekken van het miniatuur-heelal, dat ik mij nu geconstrueerd denk, mogen meedeelen; meer dan een schematisch overzicht kan thans nog niet worden gegeven.

In de eerste plaats zouden wij bij de beschouwing van dat stelsel in het klein worden getroffen door de reusachtige afstanden der bolletjes ten opzichte van hun eigen afmetingen. Stellen wij de zon voor door een bolletje met een diameter van één millimeter, dan ligt de meest nabijzijnde ster op een afstand van dertig kilometers en de onderlinge afstanden en diameters der andere sterren zijn van dezelfde orde van grootte.

In de tweede plaats zouden wij opmerken, dat het aantal hemellichamen per eenheid van volumen afneemt, naarmate wij ons verder van de aarde verwijderen. Op een afstand van omstreeks tienduizend lichtjaren bedraagt de densiteit in het werkelijke stelsel nog slechts een kleine fractie van haar bedrag dicht bij de zon.

Een derde kenmerk van het miniatuur-heelal zou worden gevormd door den Melkweg, bepaald door het

vlak waarin de densiteit het grootst is. Hoogstwaarschijnlijk strekt het heelal zich in de richting van den Melkweg verder uit dan in andere richtingen en het sterrenstelsel vertoont dus eenige gelijkenis met een ronde lens, of om met Schwarzschild een meer huishoudelijk beeld te gebruiken: het Melkwegsysteem heeft denzelfden vorm als de ruimte ingesloten door twee soepborden, die met de randen op elkaar zijn gelegd.

Ik moet er op wijzen, dat deze resultaten geenszins als definitief kunnen worden beschouwd. De verdeeling der sterren in de ruimte is een der voornaamste problemen, die de astronomie der toekomst zal hebben op te lossen. In het bijzonder is hier de vraag van belang, of er donkere lichamen in het heelal zweven, die het ons toegezonden licht onderscheppen. Indien dit het geval is, zou de waargenomen uitdunning der sterren bij toenemenden afstand tot de zon slechts gedeeltelijk reëel zijn en ten anderen deele moeten worden toegeschreven aan een uitdooving van het licht door tusschenliggende lichamen. Wij komen hierop nog terug.

Voorloopig voert het onderzoek naar de verdeeling van de sterren in de ruimte tot een bevestigend antwoord op de boven gestelde vraag, of het Melkwegstelsel een geheel vormt. De geleidelijke verdichting der sterren naar het galactische vlak leert dit onweersprekelijk en de waarschijnlijke ruimtelijke eindigheid van het systeem wijst in dezelfde richting.

Er zijn echter voor deze eenheid nog andere gronden aan te geven en hiermee kom ik tot het tweede probleem, dat in de nieuwere sterrenkunde aan de orde is. Tot aan het begin dezer eeuw ging men bij stellaire onderzoekingen algemeen van de onderstelling uit, dat de bewegingen der hemellichamen geen voorkeur vertoonen voor een bepaalde richting, dat er dus evenveel sterren loopen in elke willekeurig uitgekozen directie. Het is Kapteyns ontdekking der sterstroomen geweest, die de onhoudbaarheid dezer hypothese heeft bewezen.

Gesteld eens, dat de gemaakte onderstelling juist was

dat dus de hemellichamen in hun beweging geen enkele richting prefereerden, welke wet zou dan daaruit volgen ten aanzien van de verdeeling der zoogenaamde eigenbewegingen der sterren d.z. de hoekbewegingen loodrecht op de gezichtslijn? Indien de aarde in rust was, zouden wij een verdeeling verwachten, waarbij geen enkele bewegingsrichting van de andere onderscheiden is. Maar nu de aarde zich voortbeweegt naar een punt in het sterrenbeeld Hercules, zal deze verplaatsing van het zonnestelsel zich in de eigenbewegingen der sterren moeten weerspiegelen; wij zullen m.a.w. verwachten dat de loodrechte hoekbewegingen bij voorkeur gericht zijn naar één punt van den hemel, diametraal tegenovergesteld aan dat der zonssnelheid.

Nu blijkt het echter, dat de eigenbewegingen der sterren geheel anders verdeeld zijn, dat er n.l. twee voorkeurrichtingen bestaan in plaats van een enkele. Ten einde deze regelmatigheid te verklaren heeft Kapteyn in 1904 de theorie der twee stroomen opgesteld, waarvan de korte inhoud deze is, dat de werkelijke bewegingen der sterren in de ruimte twee richtingen prefereeren, welke gelegen zijn in den Melkweg. De bedoeling is niet deze, dat alle leden van één stroom precies dezelfde snelheid zouden hebben zoowel in richting als in grootte; de theorie zegt alleen, dat de gemiddelde componente der beweging in de richting van den stroom grooter zal zijn dan in elke andere richting. Met deze onderstelling kunnen wij de gevonden wetmatigheid begrijpelijk maken. Immers de voorkeurrichtingen der bewegingen in de ruimte zullen zich moeten openbaren in de door ons waargenomen projecties loodrecht op de gezichtslijn en deze laatste zullen dus ook twee richtingen moeten prefereeren. Maar dit is juist wat de waarneming had geleerd.

Het is verder een zaak van wiskundig onderzoek om uit de onderstelling der stroomen nauwkeurig de verdeeling der eigenbewegingen aan verschillende punten van den hemel af te leiden; daarna zal de astronoom

moeten uitmaken of de aldus mathematisch afgeleide verdeelingswet met de waarnemingen overeenstemt. Het is nu gebleken dat dit inderdaad het geval is, dat dus de afwijkingen van de theoretisch gëeischte waarden gering zijn.

Een zeer welkome bevestiging heeft de hypothese der tweestroomen verder gevonden door middel van de snelheden der sterren in de gezichtslijn, welke uit de verschuiving der absorptielijnen in het spectrum kunnen worden afgeleid. De waarneming leert n.l. dat deze radieele snelheden gemiddeld het grootst zijn voor sterren, gelegen in die deelen van den hemel, waarheen de stroomen zijn gericht.

Welke is nu de beteekenis der besproken ontdekking?

Zij stelt in de eerste plaats in het licht, dat de sterren deel uitmaken van één groot systeem of misschien van twee systemen, maar in elk geval, dat niet elk groepje sterren een eenheid vormt practisch onafhankelijk van de rest. Eén of twee stelsels is een vraag, die aan de toekomst ter beantwoording moet worden overgelaten. Kapteyn heeft van de sterstroomen een dualistische verklaring gegeven, in zooverre als hij aanneemt, dat het onderzocht gedeelte van het heelal bestaat uit twee wolken van lichamen ‘die zich oorspronkelijk onafhankelijk van elkaar in de ruimte bewogen, die echter door die beweging ten slotte in elkaars nabijheid zijn gekomen, waarbij zij elkaar althans gedeeltelijk hebben doordrongen’1).

Schwarzschild daarentegen meent, dat het sterrenstelsel van af den beginne één is geweest en dat de sterren zich in dit stelsel met meer voorliefde bewegen in één bepaalde baan dan in elke andere. Hij kon tot deze opvatting komen omdat de stroomrichtingen der bewegingen, indien deze van de zonssnelheid bevrijd worden, nood-

zakelijk diametraal aan elkaar zijn tegenovergesteld. Er is dus naar Schwarzschilds theorie één heerbaan, waarlangs het verkeer der sterren - als ik mij zoo eens mag uitdrukken - bij voorkeur plaats heeft in twee diametrale richtingen.

Is er wel verschil tusschen deze beide opvattingen? Eddington illustreert het door de verschillende wijzen, waarop wij de vaart der schepen op een rivier kunnen beschrijven. De ééne toeschouwer aan den wal constateert dat sommige schepen huiswaarts keeren, anderen naar zee varen, terwijl een tweede de hiermee geenszins strijdende opmerking maakt dat alle schepen liever langs de richting van de rivier varen dan van wal tot wal.

Hoezeer dit beeld ook een juiste illustratie geeft van het verschil in beide beschouwingen, voorzoover de voorstelling der waargenomen bewegingen door de theorie in het oog wordt gevat, het eigenlijke onderscheid gaat toch wel dieper. Want terwijl Kapteyn uitgaat van het denkbeeld van twee sterwolken, die elkaar in den loop der tijden hebben doordrongen, meent Schwarzschild dat de vorming van de heerbaan, waarlangs het verkeer onder de sterren het grootst is, moet worden toegeschreven aan een rotatie van het geheele stelsel om een as loodrecht op den Melkweg, waarbij zich ongeveer evenveel sterren bewegen in den zin van de wijzers van een uurwerk als in de tegenovergestelde richting. De laatste theorie neemt verder aan, dat de zon in den Melkweg is geplaatst maar excentrisch ten opzichte van het middelpunt van het heelal, waaruit dan kan worden afgeleid dat een waarnemer op aarde de onderstelde rotatie voor sterren in z'n eigen omgeving zal zien afgeteekend als een voorkeurbeweging langs één bepaalde hoofdrichting. De hypothese van twee sterwolken is hier opgegeven; ons Melkwegstelsel vormt een eenheid in geboorte en ontwikkeling en de voorkeur voor twee diametrale richtingen, die wij waarnemen in de van zonssnelheid bevrijde bewegingen, is inderdaad niet anders dan een rotatie van het geheele systeem, die zich voor

sterren in de nabijheid van de zon nauwelijks van een rechtlijnige beweging onderscheidt. Het is duidelijk dat, indien deze laatste onderstelling juist is, de heerbaan van richting zal moeten veranderen, zoodra wij ons onderzoek uitbreiden tot hemellichamen, die verder van de zon verwijderd zijn dan de tot dusver beschouwde. Een draaiing om een as kan voor beperkte deelen van de ruimte moeilijk te onderscheiden zijn van een rechtlijnige verplaatsing, indien wij doordringen in verder afgelegen gebieden zal het roteerend karakter der beweging, bestaande in richtingsverandering, zich aan ons moeten openbaren. Zoo wordt het belang duidelijk van een bepaling der stroomrichtingen voor hemellichamen, welke op een grooten afstand tot de aarde gelegen zijn. Een dergelijk onderzoek zal binnen niet al te langen tijd ongetwijfeld tot de mogelijkheden behooren.

Er is misschien nog een ander middel om uit te maken, welke voorstelling der waargenomen wetmatigheid in de bewegingen de juiste is. Indien het licht, dat een ster ons toezendt door middel van den spectroskoop wordt ontleed in z'n verschillende kleuren, treft ons terstond dat het gevormde spectrum doorkruist wordt door donkere lijnen, welke moeten worden toegeschreven aan een absorptie van het licht door verschillende gassen, waaruit de meer naar buiten gelegen deelen der ster zijn samengesteld. Wij hebben goede gronden om aan te nemen, dat de elementen of verbindingen, die deze lijnen veroorzaken en die dus op de ster moeten voorkomen, een maatstaf vormen voor den ouderdom van het onderzochte hemellichaam. De oudere sterren worden gewoonlijk aangeduid door de letters K en M, de jongere door de letter B. Wij komen hierop nog terug. Voorloopig aanvaarden wij het resultaat dat de spectroskoop een inzicht geeft in de vraag, welke sterren reeds lang geleden en welke vóór betrekkelijk korten tijd geboren zijn.

Indien wij nu het verschijnsel der sterstroomen voor lichamen van verschillenden ouderdom onderzoeken, blijken er allerlei merkwaardige relaties te bestaan tus-

schen het ontwikkelingsstadium en de grootheden, die het stroomphenomeen bepalen. Een theorie der gevonden bewegingswetmatigheid, die er in slaagt deze feiten begrijpelijk te maken, zal daardoor haar gezag aanzienlijk vermeerderen.

Welk resultaat een dergelijk onderzoek moge hebben, het eminente belang van de ontdekking der sterstroomen is duidelijk. Van welk een groote beteekenis zou het niet zijn voor de kennis van de structuur van het sterrenstelsel, indien wij met zekerheid konden vaststellen, dat de tegenwoordige Melkweg eens uit twee systemen heeft bestaan, of dat het geheele stelsel roteert om een as. Hier voor het eerst opent zich het perspectief een inzicht te kunnen verkrijgen in den samenhang en in het mechanisme van het zichtbare gedeelte van het universum.

Ik kom thans tot het laatste bewijs voor de eenheid van het Melkwegstelsel, waarbij zich weer verschillende, deels onopgeloste problemen zullen aanknoopen. Reeds werd met een enkel woord gesproken over de beteekenis van den spectroskoop voor de stellaire sterrenkunde. In dit instrument bezitten wij inderdaad een machtig hulpmiddel, dat ons reeds veel heeft geleerd omtrent de temperatuur, de samenstelling en de snelheid der sterren. Omstreeks 1815 had Fraunhofer de donkere absorptielijnen in het zonnespectrum ontdekt maar hunne beteekenis niet kunnen doorgronden. Deze werd pas een halve eeuw later door Kirchhoff vastgelegd in het welbekende theoreem, dat elke absorptielijn of serie lijnen wordt veroorzaakt door één bepaalde stof, waarin de stralen van de bron zijn geabsorbeerd. Elke lijn wordt hierbij herkend door hare positie in het spectrum, welke onder dezelfde omstandigheden steeds dezelfde is.

Door deze relatie tusschen een bepaalde stof en de door haar gevormde absorptielijnen wordt de mogelijkheid geopend de elementen en verbindingen te bepalen, die op de sterren voorkomen. Om tot dit doel te geraken, zullen wij trachten de in het sterspectrum gevonden lijnen te identificeeren met diegene, welke wij hebben

waargenomen in het op aarde ontworpen absorptiespectrum van verschillende stoffen. Het feit, dat deze identificatie in verreweg de meeste gevallen mogelijk is gebleken, bewijst de stoffelijke eenheid van het sterrenstelsel: de hemellichamen zijn samengesteld uit dezelfde elementen, die op aarde voorkomen en waarvan het spectrum in het laboratorium kan worden onderzocht.

Hiermede is echter de beteekenis van de samenstelling van het spectrum nog geenszins uitgeput. Indien wij namelijk het geanalvseerde licht van verschillende hemellichamen met elkaar vergelijken, dan blijkt het, dat er tusschen de spectra van elke twee sterren, die dikwijls geheel verschillende lijnen vertoonen, altijd een reeks andere sterspectra kan worden ingelegd, zoodanig, dat in de nieuw gevormde serie de overgang van het eene naar het andere spectrum een gradueele is, hetgeen zeggen wil dat de intensiteit der lijnen niet sprongsgewijze maar continu verandert. De opvolgende vormen kunnen ongeveer als volgt worden beschreven: het begin der reeks is gekarakteriseerd door het voorkomen van helium, vervolgens treden de waterstoflijnen meer op den voorgrond, daarna worden deze weer zwakker en predomineeren eerst calcium, vervolgens de metallische lijnen, in welk stadium het spectrum overeenkomt met dat van de zon. Eindelijk vertoonen zich breede absorptiebanden van verschillende verbindingen o.a. titaniumoxyd. Het feit dezer gradueele verandering van het eene spectrum in het andere doet ons vermoeden, dat de gevonden verschillen in de thans waargenomen spectra niet moeten worden toegeschreven aan een onderscheid in chemische constitutie, maar dat wij in deze vervorming te doen hebben met opvolgende ontwikkelingstrappen in het leven der hemellichamen. Indien wij dus eenerzijds spectra waarnemen, waarin de heliumabsorptie overweegt en zich anderzijds sterren voordoen, die zeer donkere waterstof- of calciumlijnen vertoonen, terwijl helium verdwenen is, dan besluiten wij hieruit niet tot een verschil in chemische samenstelling dezer sterren, maar

nemen aan, dat deze spectra de evolutievormen zijn, die alle, of, laat ik liever zeggen, de meeste hemellichamen zullen doorloopen.

Het bezwaar zal misschien worden aangevoerd dat de stoffelijke samenstelling van een ster in den loop der tijden niet kan veranderen en dat dus ook de absorptielijnen dezelfde moeten blijven. Ons antwoord hierop luidt, dat de elementen, die in een vroeg stadium voorkomen, later kunnen zijn geabsorbeerd en dat uit de afwezigheid van een serie absorptielijnen niet mag worden besloten tot het niet voorhanden zijn van de correspondeerende stof in het lichaam der ster. Immers de spectroskoop leert ons alleen de constitutie van de buitenste lagen der hemellichamen en de samenstelling der dieper gelegen gedeelten blijft onbekend. Bovendien moet worden bedacht, dat de intensiteit der spectraallijnen sterk verandert met de temperatuur van de absorbeerende gassen en van de photosfeer, alsmede met verschillende andere condities, die den physischen toestand der ster bepalen. Daar nu althans enkele dezer factoren ongetwijfeld met den ouderdom der ster varieeren, behoeft het ons niet te verwonderen, dat hetzelfde hemellichaam in z'n opvolgende evolutiestadia een verschillend spectrum vertoont.

Wij zullen niet stilstaan bij de verschillende theoretische beschouwingen, die aan de ontwikkeling der sterren kunnen worden vastgeknoopt. Nog twee feiten moeten echter worden gememoreerd, die de evolutietheorie een hechteren grondslag geven. In de eerste plaats het verschil in spectrum tusschen het gave oppervlak van de zon en de vlekken. Terwijl het eerste overeenkomt met dat der G-sterren, gekarakteriseerd door zwakke waterstofabsorptie en vele metallische lijnen, vertoont het geanalyseerde licht der vlekken duidelijke verwantschap met het M-type, dat in de evolutiereeks op dat der G-sterren volgt. Het is alsof wij in de zon een lichaam waarnemen dat bezig is zich van een G- naar een M-ster te ontwikkelen.

Het tweede feit is de ontdekking van Shapley, dat het spectrum der Cepheid variabelen1) regelmatig verandert en wel in dezen zin, dat het type waartoe de ster behoort overeenkomt met een jonger stadium, naarmate de helderheid toeneemt. De beteekenis van deze variabiliteit is nog niet geheel duidelijk, daar een bevredigende verklaring van de verschijnselen, die de Cepheiden vertoonen, nog niet is gegeven. Maar het feit dat éénzelfde ster op verschillende tijden, zoowel als verschillende deelen van hetzelfde hemellichaam, opvolgende phasen van de ontwikkelingsreeks representeeren, geeft aan de evolutiegedachte wel een vastere basis.

Terwijl er dan ook weinig astronomen zijn, die aan de juistheid van deze hypothese twijfelen, is men niet tot overeenstemming gekomen aangaande de volgorde, waarin de stadia worden doorloopen. De meest gangbare voorstelling was tot voor korten tijd deze, dat de successieve ontwikkelingsvormen gekarakteriseerd zijn door de absorptie van helium, waterstof en calcium; daarna zouden de metallische lijnen op den voorgrond treden en eindelijk zou het spectrum ons de aanwezigheid van verschillende verbindingen verraden. Vele astronomen meenen nu tegenwoordig, dat de zoogenaamde K- en M-sterren, die in de voorgaande beschouwingen aan het einde der reeks zijn geplaatst, uiteenvallen in twee groepen waarvan de eene, die zeer heldere (reuzen) lichamen bevat, in het begin van hare ontwikkeling is, terwijl de andere, samengesteld uit lichtzwakke (dwerg) sterren, in een vergevorderd stadium verkeert. Ik kan hier niet ingaan op de vele argumenten, die vóór en tegen beide theorieën zijn aangehaald. Slechts op enkele punten wil ik wijzen, die tot groote voorzichtigheid op dit gebied manen en die ons verhinderen aanstonds de classieke voorstelling der evolutie op te geven.

In de eerste plaats zijn de voorstanders der zooge-

naamde reuzen- en dwergtheorie in gebreke gebleven een overtuigend bewijs te leveren van het bestaan der beide groepen, waarin de K- en M-sterren zouden uiteenvallen. Niemand kan er aan twijfelen dat er onder deze typen zeer heldere en zwakke hemellichamen voorkomen; maar daarmee is nog niet gezegd, dat de tusschenliggende ontbreken. En zoolang dit niet is aangetoond, schijnt het mij twijfelachtig, of er voldoende gronden zijn om de meer voor de hand liggende volgorde van ontwikkeling te wijzigen.

In de tweede plaats stuit de hypothese der reuzenen dwergsterren op dit merkwaardige feit, dat b.v. in den Orionnevel de heliumsterren ten nauwste verbonden zijn met nevelstof. Aan dezen samenhang valt niet te twijfelen: spectraallijnen en radieele snelheid van ster en nevel zijn dezelfde. Is het niet alsof wij in deze hemellichamen de concentratiepunten vinden waaromheen de stof zich samentrekt tot een ster? Indien deze vraag bevestigend moet worden beantwoord, zien wij ons genoodzaakt de heliumsterren en niet het M-type aan het begin der ontwikkelingsreeks te plaatsen.

En ten slotte: indien wij de hemellichamen rangschikken naar het gemiddeld bedrag hunner radieele snelheid, bevrijd van de zonsbeweging, dan blijkt de volgorde dezelfde te zijn als diegene, waarin volgens de classieke onderstelling de ontwikkeling plaats vindt. Hieruit volgt toch wel dat deze hypothese niet voetstoots kan worden opgegeven.

Zeer zeker is onze kennis van de levensgeschiedenis der sterren nog zeer gebrekkig en de gegeven beschouwingen moeten niet zóó worden opgevat, dat elk hemellichaam precies dezelfde ontwikkelingsstadia zou doorloopen. Wij hebben geen zekerheid dat alle sterren gebouwd zijn naar éénzelfde model en moeten verwachten, dat de bijzondere plaats, die elk individueel hemellichaam in het heelal inneemt, mede van invloed zal zijn op z'n geboorte en den toestand waarin het gedurende z'n bestaan zal verkeeren.

Indien de gegeven beschouwingen eenige waarheid bevatten, zal de beteekenis van het spectrum voor de stellaire astronomie niet nader behoeven te worden betoogd. Wij bezitten dan in den spectroskoop een instrument, dat ons den relatieven ouderdom der sterren doet kennen. De vraag, hoe het Melkwegstelsel is samengesteld, wordt nu gecoördineerd met onderzoekingen omtrent zijn ontwikkeling en het is niet meer een hopeloos pogen om uit de waarnemingen in het heden het verleden te reconstrueeren. Vóór alles zal daartoe noodig zijn de verdeeling der sterren in de ruimte en de distributie der snelheden voor elk spectraaltype afzonderlijk te bepalen.

De enkele resultaten, die ik heb kunnen meedeelen, zoowel als de ontwikkelde probleemstelling zijn grootendeels de vrucht van het onderzoek der laatste twintig jaren. Maar de waarnemingen en voorbereidende arbeid, die deze studiën mogelijk gemaakt hebben, zijn van veel vroegeren datum: de eigenbewegingen der sterren, die zulk een belangrijke rol spelen, zijn afgeleid uit posities die Bradley reeds omstreeks 1750 gemeten heeft en de instrumenten, waarmee grootheden van een tiende deel van een boogsecunde kunnen bepaald worden, hebben geleidelijk hunne tegenwoordige perfectie bereikt. Met de hulpmiddelen waarover de moderne astronomie beschikt, kan het stellaire vraagstuk met succes worden aangevat; er is echter één quantiteit, die voor eene behoorlijke oplossing van ons probleem van groot belang is en waarbij de vooruitzichten op een goede bepaling tot voor kort zoo weinig hoopvol waren: ik bedoel de individueele afstanden der sterren. In het voorgaande heb ik reeds gewezen op het onbevredigende in de methode, volgens welke deze gewoonlijk worden afgeleid; de directe meting bleek slechts mogelijk voor sterren in de onmiddellijke omgeving van de zon. In dezen stand van zaken is de laatste jaren een verblijdende verandering gekomen.

Reeds sinds eenigen tijd was het bekend, dat de

snelheden der heliumsterren over groote deelen van den hemel ongeveer gelijk zijn in grootte en in richting en verder dat de afwijkingen van het parallelisme, die dus gering zijn voor de jongere sterren, toenemen naarmate het ontwikkelingsstadium voortschrijdt. Het stroomverschijnsel is dus voor de latere typen minder geprononceerd: de individueele bewegingen nemen langzamerhand toe met betrekking tot de stroombeweging.

Van deze eigenschap der heliumsterren, dat hunne snelheden onderling weinig verschillen, heeft Kapteyn partij getrokken om de afstanden dier hemellichamen te bepalen. Gesteld n.l. eens dat de afwijkingen van de stroombeweging exact nul waren; dan zou de hoekbeweging, die gemakkelijk kan worden gemeten, een volmaakt betrouwbare maat zijn voor den afstand: naarmate deze toeneemt, zou de hoekbeweging kleiner worden en wel in dezelfde reden. Uit de bekende hoekverplaatsingen zouden dus de verhoudingen der afstanden te bepalen zijn en ten einde deze om te zetten in absolute maat, hebben wij nog slechts de stroomsnelheid in kilometers per secunde af te leiden. Dit laatste is mogelijk uit de spectroskopisch gemeten radieele snelheden.

Nu is het waar, dat de bewegingen der heliumsterren niet precies gelijk zijn in richting en grootte. Maar de afwijkingen zijn zoo gering, dat de individueele afstanden dier hemellichamen volgens deze methode kunnen worden bepaald met een veel grootere nauwkeurigheid dan bij de directe meting bereikbaar is.

Of deze weg ook gevolgd zal kunnen worden bij sterren van later type moet worden afgewacht; de afwijkingen van het parallelisme in de beweging zijn hier veel aanzienlijker, zoodat de onzekerheid in de afstandsbepaling zal toenemen en het ook moeilijker wordt te beslissen, of een ster al dan niet tot den onderzochten stroom behoort. Aan den anderen kant zijn de hoekbewegingen, waaruit de afstand afgeleid wordt, zooveel grooter voor de latere spectraal-

typen, zoodat de fout in de afstandsbepaling percentsgewijze kleiner wordt.

Er is echter de laatste jaren nog een andere methode gevonden om de individueele parallaxen der sterren te bepalen. De ontdekking, waardoor dit mogelijk is geworden, heeft de astronomie te danken aan het werk van Kohlschütter en Adams.

Terwijl de classificatie der spectra, zooals die in het voorgaande werd aangegeven, tot voor korten tijd berustte op de algemeene trekken, die het beeld van een spectrum vertoont, heeft Kohlschütter een meer exacte methode toegepast om het spectraaltype te bepalen. Deze bestaat hierin, dat de intensiteit van de een of andere absorptielijn, die sterk met de spectraalklasse verandert, geschat werdt t.o.v. omliggende lijnen, die slechts aan geringe variaties onderhevig zijn. Vooral de waterstofabsorptie bleek in hooge mate afhankelijk van het type; Kohlschütter onderzocht dus allereerst, welke intensiteit der waterstoflijnen met een bepaald spectrum overeenkomt. Indien het verband tusschen deze grootheden eens voor al is vastgelegd, dan volgt uit de geschatte helderheid dier waterstoflijnen direct de spectraalklasse.

Beschouwen wij nu eens twee hemellichamen, die dezelfde intensiteit der waterstofabsorptie vertoonen maar wier absolute lichtkracht verschillend is, dan zal dit onderscheid zich toch waarschijnlijk wel in de intensiteiten der andere lijnen openbaren. Van deze gedachte uitgaande, hebben Kohlschütter en Adams het gedrag van enkele absorptiestrepen onderzocht, waarvan op verschillende gronden een verandering met het absolute lichtvermogen der sterren kon worden verwacht. Inderdaad is nu die invloed van de lichtkracht gevonden: voornamelijk strontium- en calciumlijnen bleken zeer gevoelig voor een variatie in het lichtend vermogen der ster. En indien nu ook hier het verband tusschen de absolute helderheid der hemellichamen en de intensiteit dier lijnen voor elk spectrum afzonderlijk is vastgelegd,

dan kan de absolute magnitude direct uit de waargenomen intensiteit der absorptiestrepen worden afgeleid. De bepaling van den afstand is dan een zeer eenvoudige zaak, daar ook de schijnbare helderheid bekend is; immers naarmate de afstand toeneemt, zal, bij een gegeven absolute lichtkracht, de schijnbare helderheid afnemen en wel in de quadraatreden.

Het merkwaardige van deze ontdekking is, dat de gevonden relatie tusschen de hoeveelheid licht, die een ster uitzendt en de intensiteit van hare absorptielijnen in het laboratorium is geverifieerd. Wij kunnen n.l. van dezelfde stof spectra ontwerpen onder verschillende omstandigheden: het spectrum in de electrische vonk zal andere eigenaardigheden vertoonen dan dat van hetzelfde element in den electrischen oven.

Nu heeft Adams de intensiteiten der strontium- en calciumlijnen, die voor de bepaling van de absolute helderheid der sterren gebruikt worden, onder de aangegeven verschillende condities onderzocht. Het resultaat was dat die lijnen, welke eene groote intensiteit vertoonen bij de lichtkrachtige sterren, eveneens helder zijn in het spectrum, ontworpen met behulp van de electrische vonk, terwijl de absorptiestrepen, die op den voorgrond treden in het geanalyseerde licht der absoluut zwakke sterren, een groote intensiteit aan den dag leggen in het spectrum van den electrischen oven. Wij vermoeden dus, dat het verschil tusschen eene absoluut heldere en zwakke ster analoog is aan dat tusschen den physischen toestand, heerschend in de electrische vonk en den electrischen oven.

Wij hebben hier dus een tweede methode om de individueele afstanden der sterren te bepalen. Het is een gelukkige omstandigheid, dat zij de beste resultaten geeft juist daar, waar de eerste weg met niet zooveel succes kan worden gevolgd, n.l. voor de latere spectraaltypen.

Het mag echter niet uit het oog worden verloren, dat de ontdekking van Kohlschütter en Adams meer

een belofte inhoudt voor de toekomst dan dat zij nu reeds ons inzicht in de vragen der stellaire astronomie zou kunnen verdiepen. Het is n.l. gebleken, dat de intensiteiten der tot dusver onderzochte lijnen boven een zekere grens van absolute helderheid niet meer veranderen met de absolute lichtkracht der sterren: aangezien dus het criterium z'n gevoeligheid verliest, wordt de geheele methode onbruikbaar. Dit is wel te betreuren; immers de sterren die sterk lichten zijn, ceteris paribus, de meest verwijderde en juist van deze lichamen zouden wij zoo gaarne den afstand langs spectroskopischen weg willen bepalen, omdat hunne parallaxen te klein zijn om direct gemeten te worden.

Nog een enkel woord over de wijze, waarop het verband zal moeten gevonden worden tusschen de geobserveerde intensiteit der absorptielijnen en de absolute magnitude. Het spectroskopisch onderzoek leert ons alleen, dat de helderheid van sommige lijnen verandert met de lichtkracht der sterren; ten einde echter uit een waargenomen lijnintensiteit de absolute magnitude te kunnen afleiden, moet de quantitatieve relatie tusschen deze beide grootheden empirisch worden vastgesteld. Dit kan geschieden door middel van sterren, wier individueele afstand en dus absolute lichtkracht bekend is, of ook met behulp van groepen hemellichamen, wier gemiddelde parallax en dus gemiddelde absolute helderheid is afgeleid uit de parallactische beweging.

Er is echter nog een andere methode om de gezochte betrekking te bepalen, waardoor tevens een grondige contrôle op de bovenstaande beschouwingen wordt uitgeoefend. Kohlschütter en Adams onderstellen, dat het door hen ontdekte effect uitsluitend moet worden toegeschreven aan een verschil in absolute helderheid der sterren. Zou het niet kunnen zijn, dat er in het heelal groote hoeveelheden van bepaalde elementen in gasvorm aanwezig zijn, die de overeenkomstige absorptielijnen in intensiteit doen toenemen en wel des te meer naarmate de lichtstralen een langeren weg hebben door-

loopen? Geen beter middel om op deze vraag een antwoord te geven, dan den invloed van een eventueele gasabsorptie uit te sluiten en te onderzoeken, of de variaties in de intensiteiten der absorptielijnen desalniettemin blijven bestaan. Wij kunnen deze gedachte verwezenlijken door de spectra te vergelijken van de componenten eener dubbelster, die op denzelfden afstand staan en dus ook denzelfden invloed van de ruimteabsorptie moeten ondergaan; of ook door de leden van een plaatselijke groep te onderzoeken, die allen even ver van de zon verwijderd zijn. Mocht het blijken, dat de intensiteiten der absorptielijnen voor deze objecten eveneens afhangen van de absolute helderheid, dan zou ons vertrouwen in de interpretatie, die Kohlschütter en Adams van hunne ontdekking hebben gegeven, aanzienlijk worden versterkt. Bovendien zou hiermee dan een middel gevonden zijn om het verband tusschen de lichtkracht der sterren en de intensiteiten der absorptiestrepen te bepalen, daar voor lichamen op denzelfden afstand de absolute helderheid gemakkelijk kan worden afgeleid uit de schijnbare magnitude.

Ten slotte kunnen de voorafgaande beschouwingen eenig licht werpen op de vraag of er een algemeene absorptie van het licht in de ruimte plaats vindt. Ik bedoel nu dus niet een selectieve gasopslorping maar een verduistering door in het heelal zwevende donkere lichamen. Indien wij ons n.l. overtuigd hebben, dat de verschillen in de intensiteiten der strontium- en calciumlijnen uitsluitend moeten worden toegeschreven aan verschil in absolute helderheid, dan zal uit gelijkheid dier lijnen van twee spectra kunnen besloten worden tot gelijke absolute lichtkracht der bijbehoorende sterren. Indien er nu geen absorptie plaats vindt van het licht in de ruimte, dan zal de verhouding van de schijnbare helderheden van lichamen met hetzelfde lichtend vermogen omgekeerd evenredig zijn met het quadraat van hun afstanden. Blijkt dit niet het geval te zijn, dan zullen wij moeten besluiten, dat het licht op z'n

reis door het heelal verduisterd wordt en uit de afwijking van de omgekeerde quadratenwet zal de quantiteit dier absorptie bepaald kunnen worden.

Dit alles ligt thans nog buiten de grenzen der practische mogelijkheid. Voorloopig begroeten wij in de ontdekking van Kohlschütter en Adams een kostbaar gegeven, dat hoogstwaarschijnlijk wel voor uitbreiding vatbaar zal blijken en waarmee de eerste stap is gezet op den weg, die voeren zal tot de spectroskopische bepaling ook van die absolute helderheden, waarvoor de tot dusver gevonden criteria onvoldoende blijken.

Ik keer thans tot mijn onderwerp terug. Gesteld dat de stellaire sterrenkunde er in was geslaagd de structuur van het Melkwegstelsel in alle richtingen te doorgronden, dat de wetten volgens welke de bewegingen der hemellichamen plaats vinden volkomen bekend waren, dat de verdeeling der absolute helderheden en die der massa's empirisch waren vastgesteld en dat ten slotte een beeld kon worden gevormd van de ontwikkeling, die het geheele systeem in den loop der tijden heeft ondergaan, zou dan daarmee het stellaire vraagstuk zijn opgelost? Om te doen uitkomen, dat er ook dan nog problemen ter beantwoording overblijven van geheel anderen aard dan de tot dusver besprokene wil ik aanknoopen bij de korte schets, die in het begin van dit opstel werd gegeven van de ontwikkeling der planetaire astronomie. De hedendaagsche stellaire sterrenkunde bevindt zich nog in de vóór-Keppleriaansche periode en indien al de vragen, die in het voorafgaande werden gesteld, hun beantwoording hadden gevonden, zou nochtans het Melkwegstelsel uit hetzelfde standpunt moeten worden beschouwd, dat Newton en zijn volgelingen hebben ingenomen ten opzichte van het zonnestelsel. De krachten, die de bewegingen en den vorm van het zichtbare universum bepalen, zouden moeten worden opgespoord en het probleem, hoe de aanvangsconstellatie er moet hebben uitgezien, ten einde onder de inwerking dier krachten het tegenwoordige systeem

voort te brengen, zou een oplossing eischen. Het is de vraag of de tijd reeds gekomen is voor deze dynamische beschouwing van het Melkwegstelsel; misschien zou aan een herleiding van de vastgestelde empirische wetten tot één of tot enkele eenvoudige beginselen een heuristische waarde kunnen worden toegekend. Maar de moeilijkheid van het te behandelen probleem zal wel de oorzaak zijn, dat er tot dusver zelfs aangaande de beginselen geen overeenstemming bestaat tusschen verschillende onderzoekers op dit gebied. Terwijl sommigen de sterren vergelijken bij de moleculen van een gas, merken anderen hiertegen op, dat de onderlinge botsingen of ontmoetingen, die bij de gastheorie zulk een belangrijke rol spelen, een geringen invloed hebben op de bewegingen der hemellichamen en zij berekenen de werkende krachten in de onderstelling, dat de discontinue verdeeling van de materie der sterren mag vervangen worden door een continu medium van dezelfde gemiddelde densiteit.

Ik ga hierop thans niet verder in. Hoe het ook moge gesteld zijn met de dynamica van het Melkwegstelsel, de stellaire astronomie zal voortgaan met het opsporen der empirische wetten, die de structuur van het zichtbare universum bepalen. De weg, die moet worden ingeslagen om tot dit doel te geraken, is in hoofdtrekken aangegeven en de onontbeerlijke waarnemingsgegevens nemen toe met een verblijdende snelheid. Wellicht zal binnen niet al te langen tijd de oogst kunnen worden binnengehaald.


Vorige Volgende

Over dit hoofdstuk/artikel

auteurs