De Tijdspiegel. Jaargang 65

(1908)– [tijdschrift] Tijdspiegel, De– rechtenstatus

Gedeeltelijk auteursrechtelijk beschermd

[Deel 3]

Het heden en de toekomst van de zon.

De heerlijke zon, die door haar opwekkend licht en haar koesterende warmte de zegenrijke bron is van alle kracht en van alle leven hier op aarde, heeft terecht ten allen tijde 's menschen groote belangstelling en bewondering gewekt. Overal in de natuur, waar leven is en beweging, zijn wij getuigen van haar onverpoosden arbeid, die niet gerust heeft en niet rusten zal in millioenen en millioenen jaren.

En toch: met de beteekenis van dit hoofdgesternte en middelpunt van ons planetenstelsel, dat door den geheimzinnigen band der zwaartekracht alles daarboven in het rechte spoor houdt, aan onze aarde en alle overige planeten hare wegen voorschrijft en deze in welgeordende banen rondvoert, staat onze tegenwoordige kennis aangaande hare natuur in geen verhouding. Zelfs over den uitwendigen vorm van de zon hebben de nieuwere onderzoekingen een geheel ander licht doen opgaan en de voorstelling, die wij ons daarvan sinds oudsher vormden, is insgelijks aanzienlijk gewijzigd. Daar de studie van het hemellichaam, dat door Kepler reeds genoemd werd: ‘het alles met leven bedeelende, kloppende hart van het heelal’, en het onderzoek van de vraagstukken, die daarop betrekking hebben, intusschen nog steeds ijverig voortgezet wordt en voor een deel tot zeer belangwekkende uitkomsten geleid heeft, zal eene beschouwing over onze tegenwoordige kennis van de zon en van hare vermoedelijke toekomst, naar wij meenen, niet misplaatst zijn en wenschen wij dus in de volgende bladzijden eenige hoofdpunten, die op dit onderwijs betrekking hebben, mede te deelen.

De beteekenis van dit nieuwere onderzoek wordt voornamelijk beheerscht door de drie volgende punten, ten opzichte waarvan wij de zon achtereenvolgens wenschen te beschouwen. Wij zullen namelijk spreken over: 1^e hare rol als middelpunt van ons zonnestelsel, 2^e het verband tusschen den toestand der zon en het klimaat van de aarde en 3^e de beteekenis van het heden en de toekomst der zon voor het bestaan der levende wezens op onze planeet.

Elk van de hier genoemde onderwerpen heeft in den jongsten tijd een punt van hernieuwd en ijverig onderzoek uitgemaakt, en er mag met voldoening op gewezen worden, dat daardoor reeds over vele zaken, die vroeger duister waren, een geheel nieuw licht is verspreid. Aan

dit hemellichaam, dat ons geheele planetenstelsel beheerscht, wordt door de tegenwoordige astronomen eene bijzondere opmerkzaamheid gewijd. Daaraan is vooral een krachtige stoot gegeven door de National Academy of Science te Washington, die het initiatief genomen heeft tot eene internationale samenwerking voor deze studiën, ten einde het grondige onderzoek van alle verschijnselen, die daarop betrekking hebben, in het rechte spoor te leiden. In de eerste plaats is er een comité benoemd van geleerden, om de vraag naar de wenschelijkheid van die samenwerking te onderzoeken en het gevoelen daaromtrent in te winnen van sterrenkundigen, natuurkundigen en spectroscopisten uit verschillende landen, welke als bevoegde deskundigen op het gebied van dit onderzoek bekend staan. Tot voorzitter van deze commissie werd prof. G. Hale, directeur van de Yerkes-sterrenwacht te Chicago, benoemd.

Onder leiding van dezen sterrenkundige is door het bedoelde genootschap vooreerst eene expeditie voor het onderzoek der zon uitgezonden, waarvoor het Carnegie-instituut eene bijdrage gaf van 24000 gulden en voor wier wetenschappelijken arbeid als waarnemingspunt de Mount-Wilson werd aangewezen, een berg van ongeveer 1800 M. hoogte, in de nabijheid van de plaats Sasadena in Californië, welke streek vooral door een gewoonlijk zeer helderen hemel gekenmerkt is en waar, op den top van den berg, als hoofdinstrument een groote, voor dit doel opzettelijk vervaardigde kijker opgesteld werd.

Door een vrijgevigen Maecenas der wetenschap, D.O. Mills te San Francisco, werd verder een som van 60000 gulden beschikbaar gesteld voor het uitrusten van een tweede expeditie voor astronomische onderzoekingen. Deze expeditie verliet op het einde van het jaar 1904 de haven van San Francisco, met bestemming naar het zuidelijk halfrond der aarde, ten einde daar voornamelijk waarnemingen te verrichten aangaande den weg, dien de zon, met de aarde en het geheele overige planetenstelsel, in de wereldruimte volgt en welk punt van het onmetelijke heelal het einddoel is van deze grootsche wereldreis, waarheen ook wij, als kinderen van de zon, tegen wil en dank meegevoerd worden, om in ontzaglijk verre streken een onzekere toekomst tegemoet te gaan.

En uit dit nieuwere onderzoek zijn dan in de eerste plaats gewichtige gegevens voortgevloeid voor de kennis van den physischen toestand der zon, hare grootte en temperatuur, haar vorm en hare beweging in de hemelruimte.

Omtrent dit laatste punt dient reeds dadelijk opgemerkt te worden, dat de gewone voorstelling van de zon als heerscheres van ons geheele planetenstelsel in zoover eenigszins mank gaat, dat die planeten geen louter willooze werktuigen zijn in de machtige hand van die zonnevorstin, doch dat deze wel degelijk ook in zekere mate aan den invloed van hare onderdanen onderworpen is en deze ook hare beweging in de hemelruimte eenigszins wijzigen. Immers: de algemeene aantrekkings-

kracht of gravitatie, waarvan die bewegingen afhankelijk zijn, werkt, evenals dit steeds met elke aantrekkende werking tusschen twee lichamen het geval is, wederkeerig; het ééne licham trekt het andere aan, doch ook omgekeerd. En hoewel natuurlijk de aantrekkingskracht van de zon, als meer dan een millioen malen grooter hemellichaam dan de aarde, verreweg van overwegende beteekenis zal zijn, zoo is de zon toch geen despoot, die alles alleen heeft te regelen. Hare trawanten, de planeten, hebben ook nog een - zij het dan ook oneindig veel bescheidener - woordje mee te spreken in de onderlinge regeling der zaken en de trotsche en machtige alleenheerscheres moet zich toch in elk geval ook eenigermate naar de nukken harer onderdanen schikken. Hoe weing ook, zoo zal dus toch de weg, dien de zon in de hemelruimte aflegt, ook in zekeren graad van de aantrekkingskracht dezer ‘diï minores’7 afhankelijk zijn.

De nieuwe bepalingen van de afmetingen der zon zijn vooral verricht bij gelegenheid van de zoogenaamde ‘Venusovergangen’, dat is: het voorbijtrekken voor ons oog van de planeet Venus over de zonneschijf, waarbij uit de lengte van den boog, dien zij over die schijf aflegt, de schijnbare grootte van de middellijn der zon en, in verband met den afstand tot de aarde, ook de werkelijke lengte van haar diameter kan bepaald worden. Deze Venusovergangen zijn echter zeer zeldzame gebeurtenissen, want die planeet gaat gemiddeld slechts tweemalen in eene eeuw zoo nauwkeurig tusschen de aarde en de zon voorbij, dat wij haar als een scherp begrensd zwart schijfje over de stralende zonneoppervlakte zien heentrekken en de noodige metingen kunnen verricht worden. In den nieuweren tijd heeft dit verschijnsel betrekkelijk kort na elkaar tweemaal plaats gehad, namelijk in 1874 en in 1882, en destijds zijn dan ook door verschillende beschaafde landen kostbare expedities uitgerust, om op de daartoe het meest geschikte punten waarnemingen te doen. Want daaraan werd eene des te grootere waarde gehecht, daar de tegenwoordige eeuw in het geheel niet meer de gelegenheid zal aanbieden, om het interessante verschijnsel waar te nemen. Men heeft namelijk reeds nu nauwkeurig berekend, dat de eerstvolgende Venusovergang niet zal plaats hebben vóór den 8^sten Juni van het jaar 2904, tegen 10 uur 's morgens, Midden-Europeeschen tijd!

Er heeft zich echter sinds den laatsten Venusovergang eene nieuwe en veel voordeeliger gelegenheid aangeboden, om de bedoelde metingen te verrichten, zoodat men niet gedwongen is geworden, zijn geduld nog bijna honderd jaren op de proef te stellen. In het jaar 1898 is namelijk eene nieuwe planeet ontdekt, de jongste en kleinste van de gezamenlijke kinderschaar van de zonnefamilie. Zij ontving den doopnaam Eros en onderscheidt zich door één punt op merkwaardige wijze van al hare gezusters, namelijk, dat zij, van alle planeten, het dichtst bij ons staat en dat zij dus het hemellichaam is, dat, na onze maan, de

aarde het dichtst kan naderen. En daar de kleine en jeugdige Eros langen tijd achtereen onafgebroken aan den nachtelijken hemel schittert en men haar voortdurend op verschillende, ver van elkander verwijderde sterrenwachten kan waarnemen, zoo heeft men haar afstand van de aarde veel nauwkeuriger bepaald dan die van eenig ander hemellichaam, en daardoor is ook met veel grootere zekerheid de afstand van de zon - en daarmede ook de grootte van deze - vastgesteld kunnen worden.

Uit dergelijke waarnemingen heeft men nu berekend, dat de middellijn van de zon 109 maal grooter is dan die van de aarde en dat zij eene lengte heeft van 1.390.000 kilometers. Honderd en negentig werelden, zooals de aarde er ééne is, zouden wij onmiddellijk tegen elkaar moeten plaatsen, om, door het middelpunt heen, twee tegenovergestelde punten van de oppervlakte der zon met elkaar te verbinden. Als de zon een holle kogel ware en men plaatste de aarde in haar middelpunt, dan zou de maan niet slechts zonder bezwaar om hare moederplaneet kunnen blijven wentelen, doch er zou dan tusschen de maan en de oppervlakte der zon nog evenveel ruimte overblijven, als de afstand bedraagt tusschen de aarde en de maan, met andere woorden: de zon is zoo kolossaal groot, dat haar straal tweemaal zoo groot is, als de straal van de baan der maan om de aarde. En daar de ruimte-inhoud van twee bollen in de verhouding staat van de derde machten hunner middellijnen, zouden er in den zonnebol, indien hij hol ware, 109 × 109 × 109 = 1.300 000 aardbollen kunnen opgeborgen worden. Onze planeet zou daar dus een zeer treurig figuur maken, want zij zou in het lichaam harer moeder als in het niet verzinken.

Over den vorm der zon hebben de nieuwere onderzoekingen eenige punten aan het licht gebracht, waaruit volgt, dat de vroegere voorstelling, alsof de zon den vorm zou hebben van een volkomen bol, niet langer als juist mag beschouwd worden. Totnogtoe werd dit daaruit afgeleid, dat de projectie van de zon op het schijnbare hemelgewelf zich aan het oog steeds voordoet als eene volkomen cirkelronde, scherp begrensde, schitterend licht gevende schijf. In den jongsten tijd zijn daaromtrent echter nieuwe en nauwkeurige metingen verricht door den astronoom C. Lane Poor, waarvan onlangs mededeelingen werden gedaan in het tijdschrift ‘La Nature’ en waaruit blijkt, dat de zon noch een volkomen bol is, noch zelfs een onveranderlijken blijvenden vorm bezit.

De metingen van de middellijn der zon door de polen en van die door den aequator hebben in de jaren 1870-1872 door opnamen van Rutherford 21 malen plaats gehad en daaruit is gebleken, dat gedurende deze periode de middellijn aan den evenaar eerst grooter en later kleiner geweest is dan de middellijn aan de polen. Poor heeft ook de metingen vergeleken, welke van 1873 tot 1875 verricht zijn en die eene voortgaande verandering aanwijzen, overeenkomende met die van 1871-1872. In tegenstelling daarvan stemmen de uitkomsten der metingen van de zonneschijf in de jaren 1880-'83 weer overeen met

de opgaven over de jaren 1870-'71. En eindelijk hebben wij nog eene nadere bevestiging van deze waarnemingen door middel van fotografieën, die in de jaren 1893-'94 op het observatorium te Noithfield genomen werden. Men vindt daarop dezelfde groepeeringen der elementen van de metingen als voor 1871-'72 en voor 1873-'75.

Uit het een en ander trekt Lane Poor het besluit, dat de variaties der middellijn aan de polen en den aequator dezelfde graphische kromme lijn volgen als de periode der zonnevlekken, zoowel wat hare periodiciteit, als wat hare intensiteit betreft. Bovendien neemt de genoemde onderzoeker aan, dat deze wijzigingen in de middellijn der zon ook zouden kunnen dienen, om de onregelmatigheden in de bewegingen van Mercurius, Venus en Mars te verklaren. En wij kunnen nog daaraan toevoegen, dat, naar onze meening, deze veranderlijkheid der afmetingen van de zon een bewijs te meer is voor de onophoudelijke reusachtige en geweldige omwentelingen, die op dezen reuzenbol afgespeeld worden en dat deze dus in de verste verte niet kan beschouwd worden als een wereldbol, die in stille rust verkeert.

Van de verdere physische verschijnselen op de zon mag thans wel in de eerste plaats hare temperatuur onze aandacht vragen, omdat juist daarmede de toestanden op onze aarde in zulk een nauw verband staan en het voortbestaan van het organisch leven op onze planeet staat of valt met het bedrag aan warmte, dat de zon zoo vriendelijk zal zijn ons te blijven toezenden. En met het oog daarop zou het dus voor ons van het grootste belang zijn, als wij konden berekenen, hoeveel warmte er op de zon nog beschikbaar is, hoeveel zij daarvan voortdurend verliest en of er een zeker evenwicht bewaard wordt tusschen hare inkomsten en uitgaven in dit opzicht.

Van de ontzaglijke hoeveelheden warmte - en dus ook van arbeidsvermogen, van energie, zooals het in de wetenschap heet, - die nog op dit oogenblik op de zon voorhanden moeten zijn, kan men zich moeilijk eene voorstelling vormen. Als wij in aanmerking nemen, welk een verbazend groot bedrag aan zonne-energie alleen reeds op de aarde elk oogenblik tot een onnoemelijk aantal krachtsuitingen aanleiding geeft, als: organisch leven, waterverdamping, vorming van wolken en verdichting daarvan tot regen en sneeuw en van rivieren en beken, met hunne bruisende waterstroomen, de luchtbewegingen, wind, storm enz., dan moet de energie, welke de zon nog steeds herbergt, inderdaad duizelingwekkend groot zijn. Immers: welk een oneindig klein stipje vormt onze nietige aarde in het heelal en welk een onbeteekenend onderdeel van de totale hoeveelheid uitgestraalde zonnewarmte bereikt werkelijk onze planeet. Van de zon gezien, is de aarde slechts een uiterst klein schijfje, met eene middellijn van slechts 17 boogsecunden en dus veel kleiner, dan de overige planeten ons van de aarde toeschijnen.

De zon straalt echter haar warmte naar alle richtingen van het

onmetelijke hemelgewelf uit, en ons komt daarvan dus slechts zooveel ten goede, als de oppervlakte van het genoemde schijfje op de geheele oppervlakte van het hemelgewelf begrepen is. Daaruit laat zich berekenen, dat al de opgesomde machtige werkingen, die de zonnekracht op de aarde uitoefent en waaraan ook de gezamenlijke levende natuur op onze planeet haar bestaan te danken heeft, tot stand komen door niet meer dan het 2735-millioenste gedeelte van de werkelijke stralende kracht van de zon.

Wij kunnen ons verder ook nog op eene andere wijze eenig denkbeeld vormen van het geweldige bedrag dier warmte-hoeveelheid, als wij nagaan, hoeveel licht door de oppervlakte der zon uitgestraald wordt. Bij de bepaling der lichtsterkte van onze aardsche lichtbronnen gebruiken wij als éénheid de normaalkaars eener Hefner-lamp, en als maat voor de lichtsterkte wordt dan aangenomen: het licht, dat ons oog van zulk eene normaalkaars ontvangt, als het op den afstand van een meter daarvan geplaatst is, waarbij ter vergelijking kan dienen, dat een goede gasgloeilichtbrander een licht uitstraalt, dat op dien afstand overeenkomt met ongeveer 100 Hefner-kaarsen. En nu heeft men gevonden, dat wij, om een wit stuk papier even sterk te verlichten als zulks door de zon geschiedt, ongeveer 100000 van die Hefner-kaarsen op 1 Meter afstand van dat papier bijeen zouden moeten plaatsen.

Deze waarnemingen zijn eerst in den jongsten tijd door Fabri te Marseille verricht, en het genoemde cijfer geldt voor de waarneming aan den horizon van de zeekust en voor den stand van de zon in het zenith (het hoogste punt aan den hemel boven den waarnemer) en verder voor den gemiddelden afstand van de zon tot de aarde. Al deze omstandigheden moeten bij dergelijke berekeningen in aanmerking genomen worden, want daarvan hangt de hoeveelheid warmte, die de aarde ontvangt, in hooge mate af, vooral ook, daar er een groot deel van de stralende warmte der zon verloren gaat tengevolge van de opslorping door den dampkring der aarde.

Een merkwaardig en onvergelijkelijk grootsch schouwspel vertoont ons dit uitgestraalde zonlicht bij de totale zonsverduisteringen, waarbij, zooals bekend is, de geheele zonneschijf door de schaduw der maan bedekt wordt en haar licht nog alleen zichtbaar is aan den uitersten rand van die schijf. Wij zien dan schijnbaar de zon zelf als eene zwarte schijf aan den hemel, die omgeven is door een prachtigen stralenkrans, een heerlijk schijnsel van stralenbundels, die zich dikwijls tot op een afstand van meer dan de middellijn der zon in de omringende ruimte verspreiden. Dit lichtschijnsel noemt men de corona (Lat. krans of kroon). Doch deze stralenkrans is geen louter schijn, in tegendeel: het is werkelijk iets stoffelijks en de zoogenaamde stralen zijn in hunne structuur dan ook niet volkomen rechtlijnig, doch men kan daaruit opmaken, dat hier sprake is van eene uiterst fijne stof,

wier rangschikking slechts voor een deel door eene uitstralende kracht veroorzaakt wordt, ongeveer zooals bij eene uitbarsting.

Die rangschikking der stralen van de corona komt geheel overeen met die van de zoogenaamde ‘magnetische krachtlijnen,’ welke fijne ijzerdeeltjes vertoonen, als zij zich groepeeren om de pool van een magneet en evenals dit met het noorderlicht en het zuiderlicht aan de polen van de aarde het geval is. Ook bij de zon vertoonen die stralen vooral om hare pool eene eigenaardige stelselmatige kromming. De stoffelijke natuur van de corona is ook gebleken uit de waarneming van kometen, die er, schijnbaar zonder eenigen tegenstand, met groote snelheid doorheen vlogen, maar waarbij toch een geweldige en uiterst plotselinge verhitting en uitstraling van licht bij die hemellichamen werd waargenomen. Daarin meent men in den nieuweren tijd juist een duidelijk bewijs gevonden te hebben, dat er bij het indringen van de kometen in het omhulsel der zon wel degelijk een geweldige tegenstand wordt ondervonden, waarbij de snelle beweging voor een deel in warmte omgezet wordt, zooals ook de meteoorsteenen, als zij in den dampkring van de aarde aankomen, plotseling gloeiend worden.

Bij de waarneming door een kijker zien wij overigens om de zon eene bepaalde laag, die als een lichtgevende dampkring moet beschouwd worden en die men daarom de fotosfeer noemt. Dit is juist de eigenlijke licht-uitstralende laag van de zonneschijf. Daaromheen verheft zich echter nog eene andere lichtlaag, die echter alleen bij totalé zonsverduisteringen onmiddellijk en duidelijk te zien is en dan een rosekleurigen ring vormt rondom de lichtgevende laag. Wegens die eigenaardige kleur noemt men haar chromosfeer en zij bestaat, zooals wij nog nader zullen zien, uit de lichtste van alle bekende gassen, namelijk: waterstof en helium. Eerst boven deze gekleurde laag breidt zich dan de bovengenoemde corona uit.

Eindelijk doet zich nog een ander merkwaardig lichtverschijnsel op de zon voor, dat men vroeger slechts bij totale verduisteringen aan haar rand kon waarnemen, doch waarvan men tegenwoordig, door middel van den spectroscoop, het bestaan en de daarmede gepaard gaande verschijnselen ook op andere tijden kan aantoonen. Het zijn de zoogenaamde protuberansen, die zich voordoen, alsof de geheele rand van de zonneschijf over groote uitgestrektheden met fijne, prachtige roode vlammen bezet is.

Vraagt men nu: ‘hoe warm is de zon?’ dan is het totnogtoe niet mogelijk daarop een volkomen afdoend en beslist antwoord te geven. De zon is op een ontzaglijken afstand van onze instrumenten verwijderd en van de warmte, die zij uitstraalt, gaan, op den weg door de hemelruimte en door den dampkring van de aarde, aanzienlijke hoeveelheden door opslorping verloren, waarvan wij echter evenmin het juiste bedrag kennen, wegens onze onbekendheid met de toestanden, welke in die streken heerschen. Dit vraagstuk zou dus ongeveer op hetzelfde neer-

komen, als wanneer wij hier op aarde de temperatuur van een hoogoven moesten bepalen, waarvan men op een paar kilometers afstand verwijderd was, terwijl de temperatuursverhoudingen van de tusschengelegen ruimte slechts zeer onvolkomen bekend waren.

Bestond dit laatste bezwaar niet, dan zou men het bedrag der stralende warmte van de zon inderdaad zeer nauwkeurig kunnen meten, daar men tegenwoordig daartoe een hoogst gevoelig instrument bezit, waarover wij nog nader zullen spreken, namelijk den bolometer van Langley, waarmede men nog temperatuursverschillen van éénhonderd-millioenste van een celsiusgraad kan bepalen. Met dezen toestel nu kan men hoogst nauwkeurig vaststellen, hoeveel graden bijvoorbeeld eene volkomen zwarte oppervlakte van een vierkanten centimeter gedurende eene minuut in temperatuur stijgt, als de zonnestralen bij helderen hemel daarop vallen. Als dan de zonnewarmte op haren weg naar de aarde volstrekt geen hindernissen ontmoette, zou men uit de algemeene wetten der warmtestraling, volgens welke deze afneemt in de verhouding van het kwadraat van den afstand der warmtebron, door eene eenvoudige berekening kunnen bepalen, hoeveel stralende warmte de zon in de minuut afgeeft, daar haar afstand tot de aarde bekend is.

Intusschen: zoo eenvoudig staan de zaken hier, helaas, niet. Het genoemde bedrag aan stralende warmte, dat in elke minuut per vierkanten centimeter op de aarde ontvangen wordt, noemt men de ‘solaire constante’. Nu weten wij echter, dat dit niet de werkelijke hoeveelheid warmte is, die van de zon uitgaat, daar onze dampkring een aanzienlijk deel daarvan absorbeert. Het bedrag daarvan is echter op elk uur van den dag verschillend, naar gelang van den stand der zon, daar de zonnestralen bij eene schuinsche richting, als de zon laag aan den hemel staat, een grooteren weg door den dampkring te doorloopen hebben dan bij loodrechten stand. Brengt men nu dergelijke omstandigheden zooveel mogelijk in rekening, dan vindt men, dat de solaire constante, de zonnestraling per vierkanten centimeter, 3 zoogenaamde ‘calorieën’ of warmte-éénheden bedraagt, dat is: die stralende warmte zou voldoende zijn om, voor elken vierkanten centimeter van de aardoppervlakte, 3 gram water in ééne minuut van 0^o tot 1^o C te verwarmen.

Elke vierkante meter van de aardoppervlakte ontvangt dus in ééne minuut zooveel stralende warmte, dat deze voldoende zou zijn om 3 gram water van 0^o C. tot op de kookhitte te brengen, dus tot 100^o C. te verhitten, en per vierkanten kilometer zou zij in elke minuut 3000 liters water van 0^o C. aan de kook kunnen brengen. Daar de geheele oppervlakte der aarde eene ruimte beslaat van ongeveer 510,000,000 vierkante kilometers, zoo kan de warmte der zonnestralen over de geheele aarde in elke minuut niet minder dan 1,5 billioen liters water van 0^o C. tot kokens toe verhitten.

Men kan dit bedrag ook nog door een ander beeld uitdrukken. Door berekening heeft men gevonden, dat de hoeveelheid warmte, die de zon

ons jaarlijks toezendt, voldoende zou zijn, om eene ijslaag, die de geheele oppervlakte van onze planeet gelijkmatig omhult en die eene dikte heeft van 308 meters, volkomen te doen smelten. Als wij de stralende warmte der zon moesten ontberen, dan zou, volgens eene berekening van Pouillet, de temperatuur der aarde niet meer bedragen dan 89^o C., met welk cijfer de, in Siberië gemaakte, waarnemingen zeer goed overeenstemmen. En dit reusachtige bedrag stelt nu nog slechts één 2735-millioenste voor van de geheele hoeveelheid warmte, die door de zon in de wereldruimte uitgestraald wordt. Wij kunnen ons uit dit cijfer dus eenigszins een denkbeeld vormen van den ontzaglijken voorraad aan warmte - en dus ook aan arbeidsvermogen - die op de zon nog voorhanden moet zijn.

Omtrent de eigenlijke temperatuur van de zon bezit men echter totnogtoe geen betrouwbare gegevens en moet men zich nog steeds tot onzekere gissingen bepalen. Zeker is het echter, dat de vroegere voorstellingen daarvan zeer sterk overdreven waren; zij wisselden trouwens af tusschen 5000 en 10 millioen graden Celsius, zoodat er nog eene ruime speling voor gissingen overbleef. Tegenwoordig zijn die cijfers binnen veel engere grenzen teruggebracht en, als gevolg van nauwkeuriger bepalingsmethoden, is men tot eene schatting gekomen van ongeveer 7000^o C., dus ongeveer tweemaal zoo hoog als de temperatuur der koolspitsen van het electrisch booglicht. Daarom is de mogelijkheid geenszins uitgesloten, dat de tegenwoordige techniek, met hare steeds volmaaktere hulpmiddelen, éénmaal de hitte van de zonneoppervlakte kunstmatig zal kunnen voortbrengen, waardoor men dan in de gelegenheid zou zijn, om in het laboratorium vast te stellen, in welken physischen toestand zich de verschillende stoffen op de zon moeten bevinden.

Door Scheiner, physisch sterrenkundige te Potsdam, die in 1897 een beroemd werk uitgaf: ‘Die Photographie der Gestirne’, is berekend, dat aan de grens van den dampkring der aarde op elken vierkanten meter oppervlakte per minuut eene hoeveelheid warmte van de zon wordt ontvangen, welke overeenkomt met 4, somtijds tot 6 warmteéenheden of calorieën. Gedurende een jaar zou, volgens deze berekening, de gezamenlijke warmtestraling van de zon een bedrag vormen, dat, in calorieën, door een getal uitgedrukt zou worden, dat met 58 begint en 33 cijfers telt. Het bescheiden aandeel, dat de aarde daarvan ontvangt, bedraagt, wel is waar, zooals wij zagen, niet meer dan het 2735-millioenste daarvan, maar toch maakt dit nog de respectabele hoeveelheid uit van 96000 billioen calorieën per jaar.

De arbeid, die door deze warmte kan geleverd worden, vormt dan ook inderdaad een duizelingwekkend bedrag. Veronderstellen wij eens, dat zij gebruikt werd voor het drijven van stoommachines, waarbij, zooals de natuurkunde leert, elke calorie eene hoeveelheid arbeid kan leveren, welke in staat is, om een gewicht van 1 gram op te heffen

tot eene hoogte van 428 meters. De geheele hoeveelheid warmte, die de aarde van de zon ontvangt, kan, volgens deze berekening, een arbeidsvermogen leveren, dat voldoende zou zijn, om in elke seconde een gewicht van 32600 millioen tonnen, elk van 1000 kilogram, tot op eene hoogte van 1 kilometer op te heffen.

Men kan zich dus nu voorstellen, welke geweldige krachtsuitingen van den meest verschillenden aard van zulk een reusachtig bedrag aan arbeidsvermogen uit kunnen gaan. Die zonne-energie is de oorsprong van al het leven hier op aarde; zij doet de plant groeien en schept daardoor eene onmetelijke levensbron voor planten en dieren; zij verschaft ons licht en warmte over dag, doch ook het kunstlicht hebben wij uitsluitend aan haar te danken, want de steenkool, die ons licht en warmte verschaft, onze stoomwerktuigen en electrische machines drijft, is niets anders dan gecondenseerde zonnewarmte uit de lang vervlogen tijden der vóórwereld; de zon is de oorzaak van de luchtstroomen en den wind, levert dus de beweegkracht voor zeilschepen en windmolens; zij is de aanleiding tot de waterstroomingen in den oceaan, die voor de geheele aardsche huishouding zoo onontbeerlijk zijn; de zon doet het water verdampen en den tot in de hoogere lagen van den dampkring opgeheven damp weer verdichten en als regen of sneeuw neerdalen, waardoor niet slechts het dorstende aardrijk gedrenkt wordt, doch ook de bewegende waterkracht der rivieren tot stand komt; in één woord: de zonne-energie is de bron van alle leven en van alle beweging op onze planeet.

Wij willen thans eenige oogenblikken onze aandacht wijden aan het uiterlijk van de zon en aan de verschijnselen, die zich aan hare oppervlakte vertoonen.

Hoe schitterend helder die oppervlakte zich ook schijnbaar aan ons oog moge voordoen, zoo is het uiterlijk van ons dierbaar daggesternte toch het tegendeel van ‘vlekkeloos en rein’. Reeds eene oppervlakkige beschouwing door een kijker doet ons zien, dat het lieflijk gelaat der hemelgodin, die dag aan dag haar vriendelijk licht over ons laat schijnen en dat steeds geldt als het zinnebeeld der reinheid, op hare schijf een onnoemelijk aantal fijne poriën en lijnen vertoont, als een fijn netwerk, dat aan voortdurende wijziging onderhevig is. Men noemt dit de ‘granulaties’ van de zon, en deze doen zich eenigszins voor als dicht opeengedrongen schaapjeswolken, waarbij men echter gelieve te bedenken, dat elk dezer ontelbare ‘schaapjes’ dikwijls zoo groot is als een geheel werelddeel op de aarde. Zij zijn in voortdurende beweging, en de fotografische opnamen der zon doen dikwijls reeds na tien minuten groote verschillen in het uiterlijk dier granulaties zien, waaruit blijkt, dat de zonne-atmosfeer in onophoudelijke beroering verkeert.

Doch een ander verschijnsel, de eerste ontdekking der zonnevlekken, bracht op haar beurt eene groote beroering onder de menschheid teweeg, zooals elke wetenschappelijke ontdekking, die indruischt tegen de van oudsher bestaande overleveringen, ten allen tijde gedaan heeft. Toen de wakkere Pater Scheiner, rector van het Jezuïeten-College te Neissen in Silezië, - niet te verwarren met den hierboven genoemden tegenwoordigen astro-physicus Scheiner te Potsdam - in 1611 te Ingoldstadt voor het eerst eene zonnevlek ontdekte, werd hem door den overste zijner orde zelfs den welgemeenden raad gegeven, zijne waarnemingen omtrent de zonnevlekken maar niet publiek te maken, omdat daarvan in de werken van Aristoteles niets te lezen stond. Bij zulke ongehoorde revolutionaire mededeelingen vreesde men, dat de menschen den grond onder hunne voeten zouden voelen wegzinken.

En toch hadden, reeds lang vóor Scheiner, scherpzinnige Inka's in Peru, evenals de Chineezen, zonnevlekken waargenomen, zonder evenwel de beteekenis daarvan te kennen, die trouwens, zooals wij zien zullen, zelfs tegenwoordig nog evenmin onherroepelijk vastgesteld is. Want op dit oogenblik: 587 jaren na het eerste verschijnen der zonnevlekken, van welke Mailla in zijn ‘Chineesche Jaarboeken’ melding maakt, 297 jaren na de ontdekking van Scheiner en 296 na het verschijnen van het werk van Johann Fabricius: De maculis in sole observatis (over de op de zon waargenomen vlekken), zijn wij nog even ver van een beslissend antwoord op die vraag, als ten tijde van de Inka's of van de Chineesche dynastieën, ja, wat meer zegt: het ijverige onderzoek der vlekken in de laatste eeuwen heeft dit vraagstuk nog steeds ingewikkelder gemaakt.

De zonnevlekken zijn geen standvastige en onveranderlijke verschijnselen; zij verschijnen en verdwijnen en haar aantal is in verschillende tijden zeer veranderlijk. Op die plaatsen van de fotosfeer, waar zulk een vlek zal te voorschijn komen, wordt de oppervlakte in den omtrek veel helderder en vertoonen zich eerst de zoogenaamde fakkels, bestaande uit prachtige witvloeiende vlokkige massa's, die echter niet altijd aan de vorming der vlekken voorafgaan. Wel ziet men echter, dat zij later de vlekken omgeven, zoodat in elk geval tusschen die beide verschijnselen een nauw verband blijkt te bestaan. Overigens komen de fakkels ook op zichzelf en onafhankelijk van de zonnevlekken voor.

Deze hebben haar ontstaan blijkbaar te danken aan hevige beroeringen in het binnenste van den zonnebol; want men ziet, dat de donkere poriën van de granulaties door een sterke wervelbeweging uit elkaar worden gescheurd en zich aanzienlijk uitbreiden. In den regel komen daaruit dan de vlekken zeer snel te voorschijn, zoodat zij dikwijls reeds na enkele dagen - somtijds echter ook eerst na eenige weken - hare volledige ontwikkeling bereikt hebben. Men ziet dan menigmaal eene geheele groep van vlekken ontstaan, die maanden lang zichtbaar

kan blijven, om dan langzamerhand weer te verdwijnen. Men meene echter niet, dat zulk eene vlek op de overigens zoo smetteloos reine zonneschijf slechts eene onbeteekenende kleinigheid is. Het tegendeel is waar: de zonnevlekken hebben dikwijls kolossale afmetingen, zoodat zij zelfs wel met het bloote oog zichtbaar zijn. De groep van vlekken, die zich in Februari en Maart 1905 op de zonneschijf vertoonde, bedekte 1/31 van haar geheele oppervlakte en nam eene ruimte in, die 200 malen grooter was dan de geheele oppervlakte der aarde.

De vorm der zonnevlekken kan meer of minder regelmatig zijn; een normale vlek heeft eene meer of minder ronde gedaante en vertoont in het midden eene zeer donkere kern. Dit berust echter slechts op het contrast met de omringende helgloeiende fotosfeer; want dat er van duisternis op die plaats moeilijk sprake kan zijn, blijkt uit de fotometrische onderzoekingen dier donkere kern, waaruit bleek, dat deze nog 5000 maal meer licht uitstraalt dan eene even groote oppervlakte van de maan.

Rondom de zwarte kern vertoont zich meestal nog eene halfschaduw, penumbra genoemd, waaruit dikwijls eene menigte straalvormige strepen naar het midden loopen. Het verschijnen en verdwijnen der zonnevlekken is niet geheel willekeurig en onregelmatig, en ook is de zon er niet altijd in dezelfde mate mede bedekt. In sommige jaren kan ons hemelgesternte inderdaad als een beeld van de reinste smetteloosheid gelden, terwijl in andere jaren de ééne vlek na de andere te voorschijn komt en de geheele oppervlakte der zon eene hooge mate van ongedurigheid en beroering vertoont. Men noemt dit de periodiciteit van de zonnevlekken en men heeft gevonden, dat telkens na ongeveer 11 jaren een maximum van het aantal vlekken terugkeert. De vlekken komen het meest voor langs den aequator van de zon; aan de polen ontbreken zij steeds.

De vorm der vlekken is echter slechts zelden zoo regelmatig, als hier beschreven werd. Meestal zelfs vertoonen zij zich als zeer onregelmatige massa's, die zich voordoen, alsof de oppervlakte der zon op die plaats geheel en al door elkaar gewoeld en door draaiende wervelstormen in beweging gebracht wordt. Tegenwoordig wordt dan ook algemeen aangenomen, dat men hier met geweldige wervelstormen in de fotosfeer te doen heeft, die vergeleken kunnen worden met de cyclonen in den aardschen dampkring.

Deze verklaring wordt nu bovendien nog aannemelijker door het reeds genoemde verschijnsel der protuberansen, die men vroeger alleen bij totale zonsverduisteringen aan den rand van de zonneschijf kon waarnemen, doch die tegenwoordig door middel van den spectroscoop ten allen tijde kunnen herkend worden. Het zijn geweldige uitbarstingen in den vorm van ontzaglijke roode, vlammende vuurtongen, die, wel is waar, slechts aan den rand van de zon, en niet op de schijf zelf, waargenomen kunnen worden, maar die toch ook zeer waarschijnlijk

op deze voorkomen, daar men vermoedt, dat de genoemde fakkels ermede gelijk te stellen zijn.

Over den aard van deze protuberansen heeft men tot nog toe geen volkomen zekerheid kunnen verkrijgen. Wel is gebleken, dat vlekken, fakkels en protuberansen in zeer nauw verband met elkaar staan en dat men bij al deze verschijnselen met de gevolgen van geweldige erupties te doen heeft, die nu eens in dezen dan in genen vorm optreden.

De protuberansen vertoonen dikwijls uiterst snelle bewegingen, vooral boven of in de buurt van zonnevlekken, waaruit zij als reusachtige uitbarstingen schijnen op te rijzen. De kracht van de uitbarstingen der protuberansen is echter dikwijls zoo ontzaglijk groot, dat men zich daarvan nauwelijks eene voorstelling kan maken. Men heeft zulke vurige tongen waargenomen, die 500.000 kilometers of meer dan ⅓ van de geheele middellijn der zon lang waren, zoodat zij 40 malen langer waren dan de as der aarde, terwijl de beweging plaats had met de razende snelheid van 300 kilometers in de seconde. In dit geval heeft men echter waarschijnlijk niet met erupties uit het inwendige van de zon te doen, daar men niet kan veronderstellen, dat de spankracht aldaar voldoende zoude zijn, om zulke geweldige verschijnselen voort te brengen.

En inderdaad heeft men dan ook later, door middel van het spectroscopisch onderzoek, gevonden, dat er twee soorten van protuberansen voorkomen, die scherp van elkaar onderscheiden moeten worden. De meest voorkomende bestaan hoofdzakelijk uit erupties van waterstof en helium, waarmede dus die stoffen omhooggeslingerd worden, waaruit de hoogere lagen van den zonne-atmosfeer, de chromosfeer, bestaan. Daarentegen zijn er ook andere protuberansen, die, volgens de spectraal-analyse, uit metaaldampen blijken te bestaan en die dus afkomstig moeten zijn uit de diepere lagen van het omhulsel der zon: de fotosfeer. Eerstgenoemde, de waterstof-protuberansen, staan in geenerlei verband met de vlekken of fakkels, terwijl de metaalachtige erupties een duidelijken samenhang daarmede vertoonen. Men heeft daaruit afgeleid, dat de waterstof-protuberansen het gevolg zijn van processen in de chromosfeer, terwijl de metaalachtige, met de vlekken en fakkels, haar oorsprong danken aan processen, die in het inwendige van de zon afgespeeld worden.

Bij dit gedeelte van ons onderwerp mag eene geheel andere hypothese aangaande deze verschijnselen niet onvermeld blijven, namelijk die van onzen landgenoot Dr. A. Brester, te Delft. Tegenover de, tegenwoordig voor alle sterrenkundigen van naam algemeen geldende, theorie van de onophoudelijke geweldige vuur-erupties, verkondigt Dr. Brester de theorie van ‘de zon in rust’, volgens welke van groote uitbarstingen en omwentelingen op de zon geen sprake zou zijn, doch deze in volkomen rust zou verkeeren. In 1882 is van de hand van Dr. Brester over dit onderwerp een artikel in de Fransche taal opgenomen in de ‘Ver-

handelingen van de Academie van wetenschappen’ onder den titel: Théorie du Soleil, en later zijn daarop nog eenige andere opstellen gevolgd in verschillende Engelsche tijdschriften.

Volgens Dr. Brester hebben de sterrenkundigen zich laten misleiden door den bedriegelijken schijn van vele protuberansen. Deze zouden echter uit volkomen in rust verkeerende gasmassa's van den zonatmosfeer bestaan en de schijnbare bewegingen zouden slechts daarvan het gevolg zijn, dat in die massa telkens hevige scheikundige processen plaats hebben, waardoor sterker lichtgevende gloeiende plekken ontstaan, die zich, door de voortplanting van het proces in de rustige massa, snel verplaatsen en daardoor tot het onjuiste vermoeden van bewegingen der gassen aanleiding gegeven hebben.

Eene werkelijke stoffelijke verplaatsing wordt door dezen geleerde onmogelijk geacht, wegens de ongelooflijk snelle en grillige verandering der richting en den korten duur van die beweerde bewegingen, in weerwil van de fabelachtige ruimten, waarover zij zich uitstrekken en van den geringen samenhang met de fotosfeer daaronder, waarin zelfs kleine wolkjes zich zeer moeilijk verplaatsen. De verplaatsing der spectraalstrepen in het spectrum van de protuberansen, waaruit, onder andere, de bewegingen der gassen op de zon door de astronomen afgeleid worden, zou, ook volgens andere onderzoekers, als: Humphreys, Hale, Wiedemayer, Schmidt enz., ook door andere oorzaken kunnen ontstaan, en Brester schrijft die verschuiving der spectraalstrepen toe aan de verplaatsing van den lichttoestand in de rustige stof.

Een tweede argument voor de theorie van ‘de zon in rust’ wordt door den schrijver ontleend aan de onveranderlijkheid der lagen van de zonnegassen, waarbij men waarneemt, dat, ook bij de protuberansen, de zwaarste dampen beneden, de lichtere op eene grootere hoogte gelegen zijn, hetgeen bij de geweldige stormen in den zonatmosfeer, die volgens de eruptietheorie moeten aangenomen worden, onbestaanbaar zou zijn. En verder wijst Dr. Brester nog op de onveranderlijkheid van het zonnespectrum, waarvan de talrijke absorptiestrepen, de strepen van Fraunhofer, steeds dezelfde plaats blijven innemen, hetgeen bij de geweldige uitbarstingen in de fotosfeer en de haar omgevende lagen niet het geval zou kunnen zijn.

Uit dien toestand van rust wordt nu door den schrijver dezer zonnetheorie ook de periodiciteit van de zonnevlekken afgeleid. Deze zouden het gevolg zijn van het rijzen en dalen der fotosfeer in eene periode van ongeveer 11 jaren. Nadat de fotosfeer zoo hoog mogelijk is opgestegen en dus aan den omtrek sterk afgekoeld is door de aanraking met de koude wereldruimte, zal zij dientengevolge weer zwaarder worden en dalen. Bereikt zij daarbij eene groote diepte in den zonatmosfeer, dan vormen zich telkens periodiek de zonnevlekken, zoodra er veel dampen ontstaan, die zich uitbreiden en de telkens nieuw gevormde dunne fotosfeer naar boven drijven. Door dat opdrijven worden op de

dunnere plekken der fotosfeer verhevenheden gevormd, die wij als ‘fakkels’ waarnemen, en bij het verdere naar boven dringen barsten deze en doen alzoo de vlekken ontstaan, die dus insgelijks telkens na ongeveer 11 jaren terugkeeren.

Ook de chemische samenstelling van de zon heeft reeds sedert jaren een punt van ernstig onderzoek uitgemaakt. Het klink bijna als een sprookje, dat men in het chemisch laboratorium de samenstelling kan onderzoeken van een hemellichaam, dat, zooals de zon, zich op een afstand van niet minder dan 150 millioen kilometers van onze chemische werkplaatsen bevindt. En toch is dit wonder volbracht door de toepassing van de spectraal-analyse, dat is: het onderzoek van het spectrum der zon, zijnde het kleurenbeeld, uit de verschillende regenboogskleuren bestaande, dat door de ontleding van het zonlicht gevormd wordt, als men het in een donker vertrek door een glazen prisma laat gaan, waarachter een wit scherm geplaatst is. Daarop ziet men dan, in regelmatige volgorde, in den vorm van een gekleurden band, de verschillende samenstellende kleuren van het zonlicht.

Bij nadere beschouwing van het zonnespectrum ziet men daarin een groot aantal fijne donkere dwarse strepen of lijnen, de zoogenaamde ‘strepen van Fraunhofer’, die steeds dezelfde plaatsen in het spectrum innemen. Het onderzoek heeft geleerd, dat deze strepen, wat hare ligging betreft, nauwkeurig overeenkomen met de gekleurde strepen der spectra van de bekende elementen op de aarde. Dat die strepen in het zonnespectrum niet gekleurd, doch donker, zwart zijn, is het gevolg van de absorptie van het licht, dat door gloeiende vaste lichamen of vloeistoffen uitgezonden wordt, als dit daarna door gloeiende gassen gaat, welke dezelfde lichtstralen uitzenden. Die gloeiende gassen laten alle lichtstralen ongehinderd door, behalve die van de kleur, welke zij zelf uitzenden; deze worden geabsorbeerd en zoo ontstaan, nauwkeurig op die plaatsen, waar zich anders de gekleurde strepen van de gloeiende vaste of vloeibare elementen zouden vertoonen, de zwarte absorptiestrepen. Telkens als men zulk een absorptiespectrum waarneemt, kan men daaruit besluiten, dat het afkomstig is van gloeiende gassen, die het licht van een ander gloeiend, vast of vloeibaar lichaam hebben doorgelaten.

Uit het absorptiespectrum van de zon mag men dus insgelijks afleiden, dat deze moet bestaan uit eene witgloeiende kern, die waarschijnlijk vast of vloeibaar is, doch ook gasvormig kan zijn, maar dan in elk geval eene groote dichtheid bezit en die omgeven wordt door een atmosfeer van gloeiende gassen. Naar het onnoemelijk groote aantal der donkere strepen te oordeelen, moet het aantal elementen, die op de zon voorkomen, zeer groot zijn. Door de ligging der absorptiestrepen te vergelijken met die van de spectraalstrepen der bekende elementen op de aarde, kan men dus vaststellen, welke van die elementen op de zon voorkomen. Men heeft gevonden, dat dit met de meeste het geval is, behalve sommige niet-metalen onder de elementen, wier spectra

echter tegenover die van de metalen zeer zwak en daardoor minder duidelijk te herkennen zijn, zoodat de mogelijkheid niet uitgesloten is, dat de daarbij behoorende elementen toch op de zon voorkomen. Voor waterstof, kiezel en helium is dit in elk geval bewezen en het laatste element is zelfs door de spectraal-analyse het eerst op de zon ontdekt en eerst veel later ook op de aarde, in den dampkring enz.

Overigens heeft men echter gevonden, dat de fotosfeer grootendeels uit witgloeiende metaaldampen bestaat, voornamelijk van ijzer. Ook de zonnevlekken vertoonen hetzelfde spectrum als de overige oppervlakte van de zon en evenzoo de gewone fakkels, doch in de vlekken zijn de metaaldampen in sterkere mate vertegenwoordigd, daar de spectraalstrepen der metalen hier veel breeder zijn. In de chromosfeer en de protuberansen komen echter weer geheel andere elementen voor; de eerste bevat hoofdzakelijk slechts waterstof en helium, de twee lichtste van alle bekende gassen. De protuberansen, die door de chromosfeer heendringen, kunnen, zooals wij reeds zagen, tweeërlei samenstelling vertoonen, en na het voorgaande laat zich dit nu ook gereedelijk verklaren. De protuberansen, die als uitbarstingen uit de fotosfeer opstijgen, bestaan uit gloeiende metaaldampen en staan dus blijkbaar in nauw verband met de vlekken, terwijl dit niet het geval is met de waterstof-protuberansen, welke onmiddellijk uit de chromosfeer opstijgen.

In den jongsten tijd is de kennis van het zonnespectrum aanmerkelijk toegenomen, vooral door de onderzoekingen van den bekenden Amerikaanschen natuuronderzoeker Langley, die ons een geheel nieuw zonnespectrum heeft doen kennen, waarvan hij in het jaar 1901 voor het eerst een afbeelding met beschrijving aan zijn Europeesche collega's toezond. Dit merkwaardige schriftstuk, dat door de zon zelf opgeteekend werd, geeft ons een geheel nieuw inzicht omtrent den toestand en de eigenschappen van de zon en hare krachten, die van haar reusachtig lichaam hare armen uitstrekken tot onze nietige planeet en die, voortgeplant door eene volstrekt ledige wereldruimte en over een weg van niet minder dan 150 millioen kilometers, toch over het wel en wee van de gansche menschheid op dit nietige wereldstipje beslissen.

De beteekenis van die buitengewone uitbreiding van het zonnespectrum door Langley is gelegen in het volgende. Het was reeds lang bekend, dat het spectrum der zon zich, zoowel naar rechts als naar links, nog verder voortzet dan wij dit met ons oog kunnen waarnemen, zooals dit hier boven werd besproken. Wij weten verder, dat het licht ontstaat door eene trilling, eene golfsgewijze beweging van den aether, de geheimzinnige, onzichtbare en onweegbare stof, die de geheele wereldruimte en alles wat daarin is, doordringt en waarin het licht zich voortplant op dergelijke wijze als het geluid door de golvende bewegingen van de lucht.

Die lichtgolven zijn echter oneindig veel kleiner dan de geluidgolven

en, om hare afmetingen uit te drukken, heeft men als éenheidsmaat moeten aannemen: een zoogenaamd micron, dat is éen duizendste van een millimeter. De lengte der lichtgolven van het gewone zonnespectrum is nu gelegen tusschen ongeveer 0,4 en 0,8 micron. Links van 0,4, dus links van het violette gedeelte van het zichtbare spectrum, strekt zich echter nog een spectrum uit, welks golflengten kleiner zijn dan 0,4 micron en dat dus het ‘ultraviolette spectrum’ genoemd wordt. De kleinste lichtgolven maken echter geen indruk meer op ons gezichtsorgaan, evenals geluidgolven van te groote snelheid niet meer door ons oor kunnen waargenomen worden. Doch de fotografische plaat is gevoeliger voor die ultraviolette lichtstralen dan ons netvlies; die stralen kunnen dus hun eigen spectrum op zulk eene plaat fotografeeren en daardoor kan dus ook het ultraviolette spectrum ten slotte voor ons oog zichtbaar gemaakt worden.

Aan de tegenovergestelde zijde van het zichtbare spectrum bevindt zich het roode licht, dat gevormd wordt door de lichtstralen van grootere golflengten tot en met 0,8 micron. Doch ook rechts voorbij de grens strekt zich het werkelijke zonnespectrum nog verder uit, als zoogenaamd ‘ultrarood spectrum’. Ook de lichtstralen van dit gedeelte van het zonnespectrum zijn voor ons oog onzichtbaar, doch terwijl de ultraviolette lichtstralen gekenmerkt zijn door eene krachtige chemische werking, zoodat zij de zilverzouten van de fotografische plaat ontleden, zijn de ultraroode lichtstralen gekenmerkt door hun sterke warmtewerking en men noemt ze dus ook, wegens hun onzichtbaarheid ‘donkere warmtestralen’. Tot vóór korten tijd was dit ultraroode spectrum bekend tot op eene golflengte van 1,8 micron en men had daarbij waargenomen, dat de warmtewerking in dat gedeelte nog op en neer schommelde. Door Langley is nu dit onderzoek door een arbeid van twintig jaren met onuitputtelijk geduld voorgezet. Hij heeft het warmtespectrum der zon in alle bijzonderheden onderzocht en het uitgebreid tot eene golflengte van niet minder dan 5,3 micron, dus bijna driemaal zoover als de vroegere grens, waar andere onderzoekers geen de minste warmtewerking meer hadden kunnen bespeuren.

Dit schitterend resultaat heeft deze geleerde bereikt door de uitvinding van een uiterst gevoelig instrument, waarover in het voorgaande reeds met een enkel woord gesproken werd: den bolometer. Deze bestaat in hoofdzaak uit twee uiterst dunne platinadraden, van slechts één honderdste millimeter in doorsnede, waardoor men tegelijkertijd een zeer zwakken galvanischen stroom laat gaan, zoodat deze zich gelijkmatig over de beide draden verdeelt en waarvan de sterkte gemeten wordt door een galvanometer. De electrische stroom nu is hoogst gevoelig voor temperatuursinvloeden; hij doorloopt den draad langzamer, als deze koud is en sneller, als hij verwarmd wordt. Is dus één der bolometerdraden warmer dan de andere, dan gaat de stroom sneller door den eersten draad en alleen deze brengt dan de schommelingen

in de naald van den galvanometer teweeg; die naald is van een klein spiegeltje voorzien, waarop een lichtstraal valt. Het door het spiegeltje teruggekaatste licht wordt opgevangen op eene langzaam voorbijrollende reep fotografisch papier en daarop worden dan, tengevolge van de schommelingen van de naald van den galvanometer, zelfs de geringste temperatuursverschillen, tot op het honderdmillioenste van een Celsiusgraad, zelfstandig en nauwkeurig opgeteekend.

Op die wijze heeft Langley, met bewonderenswaardig geduld en groot vernuft, gedurende eene reeks van 20 jaren het nieuwe zonnespectrum nauwkeurig onderzocht en daarmede de warmteverschijnselen der zon bestudeerd, waarbij de sterkte der zonnestraling onder de meest verschillende omstandigheden bepaald werd. Maandenlang vertoefde hij op den Mount Withey, een bergtop van 3600 Meters hoogte in de Sierra Nevada, om het spectrum der zon geregeld waar te nemen, zonder de storende invloeden van de onderste lagen van den dampkring, die veel meer waterdamp bevatten dan de hoogere en dus veel licht en warmte opslorpen. Hij volgde den gang van den bolometer in verschillende jaargetijden en in verschillende reeksen van jaren, ten einde alle factoren te leeren kennen, die invloed kunnen uitoefenen op de zonnewarmte en daardoor weer op de toestanden in onzen dampkring en op de weersverschijnselen. Daardoor is voor deze onderzoekingen ook op meteorologisch gebied eene groote toekomst weggelegd.

En toch is deze uitnemende geleerde, die zulk een reuzenarbeid verrichtte, uiterst bescheiden en voorzichtig in het trekken zijner besluiten, want hij zegt daarvan zelf het volgende: ‘Terwijl het sinds lang bekend is, dat alle leven op de aarde zonder uitzondering door de zon wordt onderhouden, zoo beginnen wij toch eerst sedert den jongsten tijd langs verschillende wegen, zooals ook langs den hier behandelden, te leeren: op welke wijze de zon dat leven onderhoudt. Wij beginnen eerst te leeren, hoe dit geschieden kan, doch wij beginnen ook in te zien, dat dit later bekend zal worden en dat de jaargetijden, die hun komst op de spectraalstrepen opteekenen als in een proces-verbaal, hun toekomstige invloeden op de oogsten op dergelijke wijze vooruit zullen verkondigen, als zulks tegenwoordig door de meteorologische berichten van dag tot dag geschiedt. Doch die voorspellingen, welke wij door de onmiddellijke studie van de zon zullen verkrijgen, zullen veel verder reiken. Wel is waar, zijn wij op dit oogenblik nog ver verwijderd van de mogelijkheid, om voor volgende jaren rijke oogsten of hongersnood te voorspellen, doch het is nauwelijks te veel gezegd, dat nieuwere onderzoekingen, zoowel van anderen als die van den schrijver, duidelijk gelegen zijn in de richting van zulk eene toekomstige macht der voorspelling,’.

In dezelfde richting: de voorspelling der weersverschijnselen en der klimaatswijzingen op de aarde, ligt ook nog een ander onderzoek op

het gebied van de werkzaamheid der zon, namelijk: dat van de zonnevlekken, waarop in de laatste jaren weer in verhoogde mate de opmerkzaamheid der natuur- en sterrenkundigen gevestigd is, sedert men tot de overtuiging gekomen is, dat vele, overigens onverklaarbare, natuurverschijnselen op de aarde, zooals de geweldige magnetische storm van den 31^en October 1903, de schommelingen van het aardmagnetisme enz., daarmede in verband staan.

Nog eene eeuw geleden werd aan den aard en de beteekenis der zonnevlekken niet de minste aandacht gewijd, en de beroemde Delambre schreef daarover nog in 1814: Il est vrai qu'elles sont plus curieuses, que vraiment utiles’ en met hem dacht aldus de geheele sterrenkundige wereld.

Doch er was één man, die zich door dit alles niet van de wijs liet brengen, namelijk een eenvoudig liefhebber in het vak, de apotheker Heinrich Schwabe te Dessau, die met een zeer bescheiden telescoop de zonnevlekken gedurende 18 jaren, van 1826 tot 1844, waarnam en de reeds genoemde periodiciteit van het verschijnsel ontdekte. Schwabe bepaalde den duur eener periode op ongeveer 10 jaren, doch tegenwoordig weten wij, dat zij iets meer dan 11 jaren bedraagt, doch dit geringe verschil is van weinig beteekenis; de hoofdverdienste van Schwabe is daarin gelegen, dat het verschijnen der zonnevlekken van bepaalde wetten afhankelijk is.

De baanbrekende ontdekking van den bescheiden apotheker te Dessau bleef, hoewel zij in de ‘Astronomische Nachrichten’ gepubliceerd werd, tamelijk wel onopgemerkt. Eerst nadat Alexander von Humboldt er in zijn ‘Kosmos’ op gewezen had, trok zij de volle opmerkzaamheid der geleerden, en nu zou weldra blijken, dat de zonnevlekken voor ons, aardbewoners, in meer dan één opzicht van de grootste beteekenis zijn.

In de eerste plaats hebben de ijverige onderzoekingen op dit gebied veel licht verspreid omtrent het verband tusschen de zonnevlekken en het aardmagnetisme, vooral door het verzamelen van statistieke gegevens aangaande het verschijnsel der zonnevlekken, zooals dit tegenwoordig op de meeste sterrenwachten geschiedt. In het bijzonder houdt men zich daarmede bezig te Greenwich, waar elk jaar een geheele reeks van fraaie fotografieën der zonnevlekken uitgegeven wordt, terwijl zoowel daar, als op de observatoria op Mauritius en te Dehra-Dino in Indië, talrijke metingen van de grootte en den stand der vlekken met nauwkeurige toestellen verricht worden.

En zulk een degelijk onderzoek is inderdaad wel noodig, daar wel het verband tusschen de beide verschijnselen met bijna wiskundige zekerheid vastgesteld, doch de oorzaak daarvan toch nog ver van volledig opgehelderd is en men in de laatste jaren nog al zeer geneigd is, om nog een aantal andere, meer of minder noodlottige gebeurtenissen op de aarde op rekening te stellen van den grooten zondebok der zonnevlekken. Deze zouden namelijk niet alleen de oorzaak zijn van de

wijzigingen in de magnetische en electrische toestanden op onze planeet, dus ook van het noorderlicht, doch ook van de temperatuur der lucht, den barometerstand, de richting en de kracht van den wind, de hoeveelheid regen en van nog veel meer, ja zelfs van het aantal der schipbreuken, van de menigvuldigheid der faillissementen, van de graanprijzen en wat al niet meer.

Dit alles is natuurlijk zuivere fantasie en tot nogtoe is alleen met zekerheid uitgemaakt, dat de wijzigingen in het aardmagnetisme, dus de variaties in de richting der magneetnaald, alsmede de menigvuldigheid van het noorderlicht aan dergelijke regelmatige perioden gebonden zijn als die van de zonnevlekken. Of daarom nu echter het ééne verschijnsel ook een noodzakelijk gevolg moet zijn van het andere, is nog volstrekt niet met zekerheid te zeggen. Wellicht hebben beide verschijnselen eene gemeenschappelijke kosmische oorzaak, die buiten de zon gelegen is, want er hebben zich herhaaldelijk groote zonnevlekken vertoond, zonder dat men magnetische storingen kon waarnemen en omgekeerd zijn menigmaal magnetische stormen voorgekomen, terwijl de zon bijna vlekkeloos was.

En toch bestaat er, in het algemeen, een onmiskenbaar verband tusschen deze verschijnselen, dat niet geheel toevallig kan zijn. Ook de ‘magnetische stormen’, zooals de, somtijds voorkomende, geweldige storingen in het aardmagnetisme genoemd worden, die zelfs alle telegraafverkeer onmogelijk kunnen maken, vertoonen telkens na 11 jaren een maximum en daartusschen een minimum en die maxima en minima vallen samen met die van de zonnevlekken. Hetzelfde geldt ten opzichte van de periodiciteit van het noorderlicht, dat dan ook ontegenzeggelijk een magnetisch verschijnsel is.

Het bedoelde verband werd het eerst ontdekt door Rudolf Wolf en door hem afgeleid uit eene statistiek voor beide verschijnselen, loopende van het jaar 1745 tot 1875. Nieuwere waarnemingen hebben die ontdekking slechts met nog meer zekerheid bevestigd, zooals uit het volgende overzicht blijkt:

Maximum,		Minimum,
der zonnevlekken.	der variaties van het aardmagnetisme.	der zonnevlekken.	der variaties van het aardmagnetisme.
1837 (Maart)		1833 (Nov^r.)
1848 (Febrⁱ.)	1848 (Juli)	1843 (Juni)	1843 (Aug^s.)
1860 (Febrⁱ.)	1860 (Mei)	1856 (Janⁱ.)	1856 (Febrⁱ.)
1870 (Aug^s.)	1870 (Nov^r.)	1867 (Maart)	1867 (Juli)
1884 (Janⁱ.)	1883 (Nov^r.)	1879 (Janⁱ.)	1878 (Nov^r.)
1894 (Janⁱ.)	1893 (Sept^r.)	1896 (Maart)	1889 (Sept^r.)
1905.		1901 (Juni).

Het is wel verklaarbaar, dat men, na de ontdekking van dezen samenhang, ook verband gezocht heeft tusschen de zonnevlekken en de klimaatswisselingen op de aarde, hoewel daaromtrent nog weinig bekend is. Het klimaat is echter ook in zekere mate van magnetische invloeden afhankelijk en daarbij komt, dat men werkelijk gevonden heeft, dat de zonnevlekken minder licht en warmte uitstralen dan de overige oppervlakte der zon. Daar zij nu dikwijls een groot gedeelte van de zonneschijf bedekken, kan het niet anders, of de aarde moet, tijdens de maxima der zonnevlekken, inderdaad minder warmte ontvangen dan in de periode der minima. Aangaande dit punt zal echter nog veel onderzocht moeten worden, dat thans nog duister is.

Hetzelfde geldt ten aanzien van de vraag, die zich hierbij aan ons voordoet: waardoor laat zich het genoemde verband tusschen al deze verschijnselen verklaren en hoe hebben wij te denken over het vraagstuk van den oorsprong der zonnevlekken? Vooralsnog kan men daaromtrent slechts hypothesen opstellen, doch wij kunnen in elk geval onderzoeken, welke van deze verklaringen de waarschijnlijkste is.

Dit punt vormt eigenlijk een onderdeel van de vraag aangaande den oorsprong van de energie der zon in het algemeen en van hare warmteontwikkeling. Millioenen jaren reeds straalt de zon ontzaglijke hoeveelheden warmte uit, waarover in den aanvang van dit opstel gesproken werd, en men zou geneigd zijn tot de onderstelling, dat nog steeds een onmetelijke voorraad van warmte en arbeidsvermogen beschikbaar is, een voorraad, die ons, als 't ware, onuitputtelijk toeschijnt.

Toch is dit niet het geval. De energie van de zon zou zelfs binnen betrekkelijk korten tijd uitgeput zijn, als er geen factoren waren, die de uitgestraalde warmte weer aanvulden. Men heeft berekend, dat, zonder het bestaan van die factoren, de temperatuur der zon elk jaar met 3^o C. zou dalen. Daar de temperatuur der zon tegenwoordig op 7000 à 9000^o C. geschat wordt, zou dus reeds na hoogstens 3000 jaren de geheele voorraad aan stralende warmte op de zon uitgeput zijn. Gaan wij dus, van heden af, ongeveer 3000 jaren terug, dan zouden de Grieksche helden vóór Troje, in het overigens toch reeds zoo warme krijgsgewoel, tweemaal zoo sterk door de zon beschenen zijn dan onze tegenwoordige krijgshelden.

Dat er werkelijk een onmiddellijk verband bestaat tusschen den toestand der zon en de natuurverschijnselen op de aarde, heeft men meermalen kunnen aantoonen. Zoo had Langley waargenomen, dat de graad van de uitstraling der zon buiten den aardschen atmosfeer sedert het einde van Maart 1903 met 10% afgenomen was, om daarna weer te stijgen en in Februari 1904 weer het normale bedrag te bereiken. Langley beschouwt als de oorzaaak van deze wijzigingen niet eene toenemende absorbeerende kracht van onzen dampkring - zooals men wellicht zou kunnen meenen - doch eene werkelijke vermindering van de kracht der stralende werking zelf van de zon. En dat door betrek-

kelijk geringe wijzigingen van die uitstraling reeds aanzienlijke veranderingen in de toestanden op de aarde zouden plaats hebben, volgt uit de berekening van Langley, dat, indien werkelijk zulk eene vermindering van de uitstraling der zon, als in het jaar 1903 tijdelijk plaats had, bij voortduring bleef bestaan, de gemiddelde temperatuur van de geheele aarde daardoor reeds met bijna 7,5^o C. zou dalen. Dit zou echter ongeveer daarop neerkomen, dat wij teruggekeerd waren tot de klimaatstoestanden van den ijstijd, want daartoe zou, volgens vroegere berekeningen, zelfs slechts eene gemiddelde temperatuursverlaging van 5^o C. noodig zijn.

Er zijn echter redenen, om te vermoeden, dat aan die verstijving der aarde, tengevolge van de verminderde warmte-straling der zon, nog voor geruimen tijd uitstel van executie verleend en de fatale termijn voor de volkomen afkoeling harer oppervlakte nog tot in eene onbepaalde toekomst verschoven zal worden.

Vooreerst moeten wij bedenken, dat in het binnenste der zon nog geweldige hoeveelheden warmte voorhanden zijn en dat de uitstraling in de koude wereldruimte alleen aan de oppervlakte geschiedt, terwijl dit verlies telkens weer door den warmtevoorraad uit het inwendige der zon aangevuld wordt. Ook daaraan zou intusschen na zekeren tijd een einde komen. Kenden wij de juiste verhouding tusschen de temperatuur van de oppervlakte en van het inwendige der zon, dan zou het bedrag van het warmteverlies in een bepaalden tijd en daarmede de waarschijnlijke toekomst van de zon voorspeld kunnen worden. Die kennis bezitten wij echter niet.

Doch er bestaan nog andere processen, waardoor het warmteverlies der zon weer vergoed wordt en wel in de eerste plaats de geweldige drukking, die de buitenste lagen der zon op het inwendige uitoefenen en die millioenen atmosferen zou bedragen. Zij is hoofdzakelijk juist het gevolg van de afkoeling der zon. Immers: door die afkoeling trekt de massa der zon zich samen, zij krimpt van buiten in en daardoor worden de inwendige lagen met eene ontzaglijke kracht samengeperst. En daar door mechanische drukking warmte ontwikkeld wordt, is die inkrimping der zonnemassa eene onophoudelijke bron van warmte. Zoo hebben wij hier een voorbeeld van een schijnbaar raadselachtigen paradox: door de afkoeling der zon wordt warmte voortgebracht.

Nu is het slechts de vraag, welke van deze beide omstandigheden de overhand behoudt; doch, zooals wij reeds in ons artikel over den Ondergang der wereld (Jaarg. 1907, III, blz. 189) gezien hebben, zullen de lezers 2000 jaren geduld moeten oefenen, vóor en aleer zij daaromtrent uitsluitsel kunnen krijgen. Men heeft namelijk berekend, dat, als het warmteverlies der zon werkelijk volkomen wordt opgewogen door de warmte, die als gevolg van de samentrekking harer massa ontstaat, de lengte van hare middellijn na 2000 jaren met 1/10 van een secondeboog verminderd zal zijn. Is het bedrag van die verminde-

ring na dat tijdsverloop geringer, dan zou dit bewijzen, dat de samentrekking der zonnemassa niet in staat was om het warmteverlies te dekken.

Omtrent den oorsprong van de energie der zon en den invloed daarvan op de aarde is in den jongsten tijd weer een geheel nieuw licht opgegaan, in verband met de theorie der electronen en het verschijnsel der radio-activiteit.

Door radio-activiteit verstaat men de eigenschap, dat een lichaam - en in de sterkste mate is dit het geval bij het nieuw ontdekte metaal radium - onophoudelijk eigenaardige lichtstralen, de zoogenaamde Becquerelstralen uitzendt, die in vele opzichten met de Röntgenstralen overeenkomen, en verder dat het radio-actieve lichaam de lucht in zijne omgeving ioniseert, dat is: aan de lucht ionen of eenvoudigste stofdeeltjes afgeeft, waardoor zij het vermogen krijgt, om de electriciteit te geleiden. De door het radium uitgezonden lichtstralen zijn echter geheel verschillend van de gewone. Men heeft gevonden, dat het lichtverschijnsel van het radium berust op het voortdurend wegslingeren van allerkleinste stofdeeltjes: de electronen, die nog oneindig veel kleiner zijn dan de chemische atomen, als 't ware de ‘oeratomen’, waaruit de gewone atomen opgebouwd zijn en die met positieve of negatieve electriciteit geladen zijn.

Men heeft in den laatsten tijd gevonden, dat de radio-activiteit in de natuur veel meer verspreid is dan men vroeger meende, voor een deel als gevolg daarvan, dat elk willekeurig lichaam, in de nabijheid van eene krachtige radio-actieve stof gebracht, zelf insgelijks lijdelijk radio-actief wordt, blijkbaar door de electronen die van het radio-actieve lichaam uitgaan en zich aan de oppervlakte van naburige lichamen afzetten. Zoo bleek ook de lucht in den aardbodem sterk radio-actief te zijn, als gevolg van de aanwezigheid van radium in de aardkorst, vanwaar de electronen ook door diffusie in den dampkring geraken en ook dezen radio-actief maken.

Overigens is het ontwijfelbaar, dat er nog andere oorzaken bestaan voor de radio-activiteit der lucht en in het bijzonder komt daaronder in aanmerking: de stralende warmte der zon. Het is bewezen, dat reeds een gewone gasvlam de lucht ioniseert, waaruit blijkt, dat niet slechts de electriciteit, doch ook de warmte in staat is, om electronen, deeltjes der materie, af te rukken en in de ruimte weg te slingeren. Nu zijn de protuberansen en zonnefakkels met zekerheid bewezen geweldige vlammen van brandende waterstof te zijn. Het zou dus al zeer zonderling zijn, als ook zulke vlammen geen electronen wegslingerden, zoo dit reeds door eene gewone gasvlam geschiedt. En inderdaad is dan ook reeds sinds lang bewezen, dat de zon eene dergelijke emanatie uitzendt als de radiumstralen. De Noorweegsche natuurkundige Birkeland, die het raadsel van het noorderlicht opgelost heeft, beschouwt dit natuurverschijnsel als zulk eene uitstraling van electronen, die, onder

den invloed van de magnetische pool der aarde, aangetrokken, van haren weg afgeleid en daardoor zichtbaar gemaakt worden. Vandaar dat het zich slechts vertoont in de hoogste lagen van onzen dampkring, op de grens van deze en de wereldruimte en steeds in de richting van de magnetische pool der aarde. Het verband tusschen die verschijnselen blijkt dan ook daaruit, dat tijdens het noorderlicht alle magneetnaalden op de aarde hoogst onrustige bewegingen maken, zoodat men spreekt van ‘magnetische stormen en onweders’ en het noorderlicht wel eens beschouwd wordt als de bliksem, die van die magnetische onweders vergezeld gaat.

De oorzaak van deze verschijnselen is niet op de aarde te zoeken, doch op de zon. De eigenaardige stralen van de corona der zon moeten, om voor ons zichtbaar te zijn, ook kleine vaste deeltjes bevatten, die het licht terugkaatsen. En dat de zon werkelijk bij al deze verschijnselen eene belangrijke rol speelt, blijkt daaruit, dat, tegelijk met de poollichten en de magnetische stormen, zich in den regel eene groote zonnevlek vertoont, die de opening van haar trechter naar ons toekeert.

Toch kunnen het niet de zonnevlekken zelf zijn, die de oorzaak zijn van de magnetische stormen op de aarde, want deze gaan niet alle met het verschijnen van buitengewone zonnevlekken gepaard. Tegenwoordig wordt dan ook op grond van de nieuwere onderzoekingen van de zon, onder andere door M. Wilh. Meyer in zijn geschrift: Sonne und Sterne, de volgende verklaring gegeven van den onderlingen samenhang dezer verschijnselen.

Op de zon bevinden zich, evenals in de aardkorst, groote hoeveelheden radium, die voortdurend, door hare emanatie, electronen uitzenden, welke de eigenaardige structuur van de coronastralen voortbrengen. Zij ontwijken uit de genoemde kratertrechters van de zonnevlekken in niet volkomen rechtlijnige banen, zooals blijkt uit de sterke kromming, welke de coronastralen dikwijls vertoonen en het zijn dus ook niet steeds de grootste, naar ons toegekeerde vlekken, die de meeste electronen uitzenden. Deze electrisch geladen stofdeeltjes vliegen door de wereldruimte en komen ook in de buurt van onze aarde en wel het eerst aan de grenzen van den dampkring, waar zij door de magnetische polen, dus in de richting van de noord- en zuidpool aangetrokken worden.

Aan de grens van onzen dampkring komen die electronen dus met een uiterst verdund gas in aanraking en daar roepen zij dus hetzelfde verschijnsel teweeg als bij onze natuurkundige proeven in de met zeer verdunde lucht gevulde Geissler'sche of Hittorf'sche buizen, als men er electrische vonken door laat slaan. Daarbij ontstaan de bekende prachtige lichtverschijnselen, welke dus ook den oorsprong vormen van het poollicht. Evenzoo kan de corona beschouwd worden als het poollicht van de zon, daar hare stralen op dezelfde wijze als ons poollicht om de pool der aarde gerangschikt zijn om de pool van de zon.

Als nu die electronen van de zon in buitengewone hoeveelheid op de aarde aankomen, dan zullen zij, door hun electrische lading, noodzakelijk invloed uitoefenen op het aardmagnetisme. Er worden dan in de aarde electromagnetische stroomen opgewekt, die niet van haarzelve afkomstig zijn en die zulke aanzienlijke storingen kunnen veroorzaken in de telegraaflijnen, die met de aarde in verband staan, dat men ze aanduidt door den naam ‘magnetische stormen’. Want die electrische ladingen, welke de zon ons toezendt, wekken in de aarde en in de telegraaflijnen zelfstandige electrische stroomen op, die veel sterker zijn dan die van onze toestellen, zoodat de magneetnaald aan deze laatste niet meer gehoorzaamt. De invloed van zulk een ‘magnetisch onweer’ op de telegraafleiding is dan even nadeelig voor den goeden gang van zaken, als de electrische lading der lucht bij een gewoon onweder.

Ook het ontstaan van de zonnevlekken kan op deze wijze beter verklaard worden dan volgens de vroegere hypothesen. Men moet ze, volgens Meyer op dergelijke wijze beschouwen als de wervelstormen of cyclonen in onzen dampkring, want, wel verre van in rust te verkeeren, kunnen zich ook in den dampkring van de zon hevige beroeringen voordoen. Wel is waar, bestaat die dampkring uit metaalachtige gassen met eene temperatuur van 7000-9000^o C., maar ook daar kunnen streken zijn, waar door de ééne of andere oorzaak afkoeling ontstaat. Evenals in onzen dampkring zullen zich dan naar die plaats dampstroomen begeven, die, in verband met de aswenteling der zon, eene wervelbeweging aannemen. Tevens zullen zich, op de afgekoelde plaats, de metaaldampen, evenals bij ons de regen, tot droppels verdichten, die echter in diepere lagen, waar de temperatuur het hoogst is, reeds weer verdampen. Doch op eene zekere diepte verzamelen zich toch hier en daar de vloeibare producten tot een dun vliesje, dat boven de diepere gasvormige lagen zweeft en die van boven af steeds opnieuwd gevormd, doch van onderen weer opgelost wordt.

Daar echter, zooals wij gezien hebben, door de samentrekking der zonnemassa, voortdurend in het inwendige groote hoeveelheden warmte ontstaan, zal er een oogenblik komen, dat dit vloeibare vlies barst en dan vormt zich boven die plaats een zonnevlek, waaruit de massa's van den inwendigen zonnebal hoog naar boven worden geslingerd en dus de protuberansen opstijgen. De fakkels, die zich in den regel vóór het ontstaan der zonnevlekken vertoonen, zijn de plaatsen, onder welke het bedoelde zonnevlies eene bijzonder groote hitte bezit en dus dreigt uit elkaar te barsten, zoodat daaruit heete luchtstroomen opstijgen, die hier de sterk witgloeiende fotosfeer naar boven welven. Als de heete opstijgende stroom sterk genoeg wordt, breekt hij door de fotosfeer heen en er ontstaat een vlek, want daarin storten zich dan weer de minder heete fotosfeergassen der omgeving neer, waarbij de genoemde regens van vloeibare metaaldroppels eene afkoeling - en dus verduistering en vorming van een vlek - teweegbrengen.

Ook de periodiciteit der zonnevlekken wordt door deze hypothese naar wensch verklaard. Door Meyer wordt zij toegeschreven aan het afwisselend spel der verdichting van de zonnemassa in het inwendige, waardoor telkens nieuwe warmte voortgebracht wordt en de, daarop volgende, afkoeling tengevolge der van buiten uit de wereldruimte indringende koude, waarvan weer nieuwe condensatie en vorming van het vloeibare vlies het gevolg is, waardoor de vlek ontstaat. Meyer vergelijkt deze afwisseling in de condensatie en de verdamping met de intermitteerende geysers op IJsland, waarbij dit spel zich insgelijks met regelmatige tusschenpoozen herhaalt. Hij beschouwt dus de zonnevlekken, met hare protuberansen, als reusachtige geysers, op kosmische leest geschoeid, waarvan de hoofduitbarstingen om de 11 jaren plaats hebben. Die tusschenruimte is noodig, om de warmte door de verdichting in het inwendige der zon weer zoo hoog te doen stijgen, dat de gassen zich met geweld een uitweg banen door het vloeibare vlies, dat in den tijd van het minimum der vlekken opnieuw gevormd werd.

Met het oog op de toekomst van de zon is het een punt van groot gewicht, dat zij aan het hemelgewelf geen onveranderlijke plaats inneemt, zooals men veelal aanneemt, doch dat zij zelf ook eene ontzaglijke reis maakt in de wereldruimte, daar zij op hare beurt ook den invloed der aantrekkende werking van andere hemellichamen ondervindt. Doch waarheen begeeft zich de zon, of liever: ons geheele zonnestelsel, met al wat daarbij behoort: planeten, manen - en dus ook onze aarde - en wat is het einddoel van die wereldreis door de hemelruimte?

Het antwoord op die vraag is niet zoo gemakkelijk te geven en daarom is het des te merkwaardiger, dat de beroemde sterrenkundige William Herschel reeds in het laatst van de 18^e eeuw, met eene groote mate van waarschijnlijkheid het punt heeft berekend, waarheen de zon zich ongeveer beweegt, namelijk in de richting van het sterrenbeeld Hercules. Dit vermoeden is in onzen tijd door nauwkeurige berekeningen, onder andere van prof. Kapteijn te Groningen en door de jongste onderzoekingen van Newcomb, die enkele jaren geleden plaats hadden, tot eene bijna volstrekte zekerheid geworden, en ten overvloede houdt ook de, in den aanvang van dit artikel genoemde Amerikaansche astronomische expeditie, onder leiding van William H. Wright, die hare tenten in Santiago de Chile heeft opgeslagen, zich met hetzelfde onderzoek bezig. Ook prof. Campbell heeft, met behulp van het materiaal, dat door het Lick-observatorium verzameld werd, berekend, dat de zon - en wij met haar - losstevenen op een punt van de wereldruimte, dat ligt in de richting van het sterrenbeeld Hercules en dat de snelheid van deze beweging 15 à 20 kilometers in de seconde bedraagt. Deze snelheid is dus veel geringer dan die van de aarde om de zon.

Bedenken wij, welk een geweldige afstand de zon van Hercules scheidt en hoe betrekkelijk langzaam de beweging is, dan behoeft er waarlijk vooralsnog geen reden tot ongerustheid te bestaan. Maar toch

is de mogelijkheid niet uitgesloten, dat de zon, met het geheele zonnestelsel, op dien reuzentocht door het hemelgewelf nog eens zal aanlanden in veel koudere streken van het heelal. De temperatuur der zon zou dan wellicht zoover kunnen dalen, dat ook haar schitterende glans wordt uitgedoofd en zij afdaalt tot den rang van eene koude en donkere ster, die nog slechts zichtbaar zal zijn, als zij, evenals thans de aarde en de maan, door het licht van andere wereldbollen beschenen wordt.

Doch dergelijke bespiegelingen behoeven ons hier niet verder bezig te houden; zij zijn spelingen der fantasie, zonder voldoenden wetenschappenlijken grond. Die toekomst ligt in elk geval nog zoover in het verschiet - volgens sommigen nog 36 millioen, volgens anderen nog slechts (!) 12 tot 20 millioen jaren, dat wij voorloopig nog zonder zorg de toekomst kunnen tegemoet gaan en ons rustig kunnen verblijden in het vriendelijke licht van ons schitterend hemelgesternte.

Zutphen.

Dr. A.J.C. Snijders.

Vorige Volgende

[Deel 3]

Het heden en de toekomst van de zon.

Over dit hoofdstuk/artikel

auteurs