Vaderlandsche letteroefeningen. Jaargang 1865

[p. 267]

De spectraal-analyse.
Door Dr. H.C. Dibbits.

II.

Wij hebben boven de vraag reeds aangeroerd, of niet alle metalen, wanneer zij in eene kleurlooze gasvlam verhit worden, eigenaardige strepen in het spectrum te voorschijn doen treden, gelijk zulks het geval is met de behandelde metalen kalium, natrium, lithium, calcium, strontium, baryum, caesium, rubidium, thallium en indium en hunne verbindingen. Zoo als wij toen reeds opmerkten, moet het antwoord op die vraag ten aanzien van de meeste andere metalen ontkennend zijn. Behalve de genoemde lichamen zijn er nog wel enkele andere, die de eigenschap bezitten aan de kleurlooze gasvlam eene kleur mede te deelen, maar hun aantal is zeer beperkt. Boorzuur b.v. kleurt de vlam groen, en evenzoo sommige verbindingen van koper en van mangaan; de spectra dier stoffen zijn dan ook voor drie jaren reeds door Simmler beschreven, zoodat men ook voor haar de strepen in het spectrum als herkenningsmiddel kan aanwenden. Maar bij deze lichamen is de spectraal-analytische methode vooreerst daardoor beperkt, dat hier de gevoeligheid dier methode op verre na zoo groot niet is als bij de metalen, wier spectra op onze plaat zijn afgebeeld, en ten tweede is het voor de beide metalen, koper en mangaan, noodig, dat zij in bepaalde verbindingen voorkomen, wanneer zij strepen in het spectrum zullen geven. Hierdoor is de toepassing

[p. 268]

der spectraal-analyse op de drie genoemde lichamen zeer beperkt. Phosphorus en vlugtige verbindingen van phosphorus geven mede aan de vlam eene groene kleur, en in het spectrum der aldus groen gekleurde vlam komen ook weder karakteristieke groene strepen voor, ten getale van drie, zoo als door de fransche scheikundigen Christofle en Beilstein het eerst is waargenomen; die drie groene strepen kunnen in bepaalde gevallen ook dienen ter herkenning of opsporing van phosphorus. Maar de methode is hier weder daardoor beperkt, dat de meest voorkomende verbindingen van phosphorus in eene gewone gasvlam niet vlugtig zijn, zoodat zij ook hier weder slechts in bepaalde gevallen aanwendbaar is.

Voor deze en alle andere stoffen, die in de gewone gasvlam niet vervlugtigd worden, heeft men derhalve eene grootere warmtebron noodig. Men kan nu eene heetere vlam aanwenden; er zijn gassoorten, die bij verbranding in de lucht veel meer hitte geven dan het gewone lichtgas; of wel, men kan het lichtgas, of welk gas ook, niet in lucht maar in zuivere zuurstof doen branden, en dan verkrijgt men eene vlam, (de zoogenaamde knalgasvlam), die steeds zeer veel heeter is dan de vlam van hetzelfde gas, in de lucht brandende. Op deze laatste wijze kan men inderdaad vele lichamen doen verdampen, waarbij geen merkbare verdamping plaats heeft bij de vlam in lucht; en bij die lichamen ziet men dan ook in den regel eigenaardige strepen in het spectrum. Maar het verbranden van lichtgas of een ander gas in zuurstof vereischt altijd eenigen omslag, zoodat daarvan voor de praktijk althans nog weinig gebruik wordt gemaakt.

Doch men heeft een ander middel, waardoor men lichamen tot eene nog veel hoogere temperatuur kan verhitten, dan in de knalgasvlam mogelijk is. Dat middel is de cleetriciteit.

Het is bekend, dat, wanneer de electriciteit plotseling van het eene lichaam op het andere overspringt, dit gepaard gaat met een lichtverschijnsel, waaraan men den naam geeft van electrische vonk. Die vonk nu is het gevolg daarvan, dat, door de electriciteit, eenige deeltjes van de lichamen, waartusschen de vonk overspringt, in dampvorm overgaan en daarbij tevens in gloeijing geraken. Op die wijze verkrijgt men dus gloeijeuden damp van lichamen, voor wier vervlugtiging de hitte der sterkste vlam volstrekt ontoereikend is. - Laat men de electrische vonk niet in lucht maar in een zeer verdund gas overspringen, dan is het bekend,

[p. 269]

dat de afstand, waarop de vonk nog overspringt, zeer vergroot kan worden; het gas zelf wordt dan lichtend, terwijl in de nabijheid der vaste ligchamen, waartusschen de vonk overspringt, (de electroden), onder bepaalde omstandigheden gloeijende damp van die lichamen zelve gevonden wordt. Of men hier electriciteit, die door eene electriseermachine geleverd is, dan wel electriciteit van eene galvanische batterij, of wel geïnduceerde electriciteit gebruikt, is nu voor het oogenblik onverschillig. Wij merken hier slechts op, dat het altijd electriciteit is, welke de stofdeeltjes, die haar tot geleider verstrekken, de stofdeeltjes, door welke zij haren weg neemt, buitengewoon sterk verhit, zoo sterk, dat alle metalen daarbij in dampvorm overgaan en die damp gloeijend wordt. In het kort, de electriciteit werkt hier in zoo verre alleen als eene warmtebron van buitengewone kracht.

Wat neemt men nu waar, wanneer men het licht van zulk eene electrische vonk door een prisma beschouwt? Men ziet dan weder een spectrum met bepaalde helle strepen, die vooreerst afhankelijk zijn van het metaal, waartusschen de vonk overspringt. Het eene metaal geeft deze, een ander metaal geeft weder andere, maar steeds hetzelfde metaal dezelfde strepen. Twee of meer metalen te zamen gesmolten geven de strepen van alle vereenigd. Hier is dus het middel gevonden om, door middel van het spectrum, alle metalen van elkander te onderscheiden, en daarbij verraden zich weder uiterst kleine hoeveelheden stof door hare eigenaardige strepen. - Maar in de tweede plaats ziet men ook de strepen van het gas, waarin de vonk overspringt; verschillende gassen geven verschillende strepen, maar elk gas steeds dezelfde. Het spectrum, dat men ziet, is dus zamengesteld uit dat van het metaal en dat van het gas; welke strepen aan het eerste en welke aan het laatste toebehooren is gemakkelijk uit te maken, door of alleen het metaal, waartusschen de vonk overspringt, of alleen het gas, door een ander te vervangen.

De prismatische ontleding van het licht der electrische vonk is het eerst door Wollaston en kort daarop ook door Fraunhofer in het werk gesteld. Wheatstone was de eerste, die opmerkte, dat verschillende metalen verschillende strepen in het spectrum geven. Masson breidde het onderzoek van Wheatstone uit, en gaf naanwkeurige teekeningen van de spectra van verscheidene metalen, terwijl hij daarenboven het eerst waarnam, dat ook het

[p. 270]

gas, waarin de vonk overspringt, eigenaardige strepen in het spectrum geeft. Daarna nam ook-Ångström de electrische spectra deels van dezelfde, deels van andere metalen waar. Eindelijk hebben nog de hoogleeraar Van der Willigen, onze landgenoot, en de Bonnsche hoogleeraar Plücker zich met het onderzoek der electrische spectra bezig gehouden, voornamelijk met de spectra der electrische vonk, overspringende in zeer verdunde gassen, in zoogenoemde Geisslersche buizen, waarbij dus hoofdzakelijk de strepen van het gas gezien worden.

Dit alles geschiedde nog vóór de schoone uitvinding van Kirchhoff en Bunsen. Van verschillende metalen en van verschillende gassen waren de spectra reeds bekend, en Van der Willigen en Plücker beiden hadden er reeds op gewezen, dat het spectrum het middel oplevert om de zuiverheid eener stof of van een gas te beproeven, daar beiden vonden, dat uiterst kleine inmengselen zich nog door hunne eigenaardige strepen in het spectrum verraden, wanneer men tusschen de vaste stoffen of door het gas eene electrische vonk laat overspringen. - Intusschen, deze wijze van onderzoek, de prismatische ontleding van het electrische licht, vereischt steeds verschillende handelwijzen en toestellen, die tot nog toe te omslagtig zijn voor de meeste scheikundige laboratoria, zoodat van deze prismatische ontleding nog weinig toepassing op de praktijk is gemaakt, noch door Plücker of Van der Willigen, noch door Kirchhoff en Bunsen. Maar uit een ander oogpunt zijn deze onderzoekingen van des te meer belang: Kirchhoff en Bunsen deden nog ééne ontdekking, en die ééne ontdekking was even rijk, zoo niet rijker aan gevolgen dan hunne in het eerste deel van dit opstel besprokene onderzoekingen. Wij zullen trachten ook van deze een denkbeeld te geven. Daartoe is het evenwel noodig een paar bekende zaken in herinnering te brengen.

Wanneer men een vast of druipend-vloeibaar lichaam verhit, wordt het bij eene zekere temperatuur gloeijend; en die temperatuur, waarbij de gloeijing begint, is voor alle vaste en druipend-vloeibare stoffen dezelfde. Draper bepaalde haar op 525^o Celsius. Maar het uitgezonden licht verschilt in kleur en in intensiteit naar gelang der temperatuur van het gloeijende lichaam. Hoe hooger de temperatuur is, des te sterker is het licht.

Bij den aanvang der gloeijing is het uitgezondene licht donker rood van kleur; maar klimt nu de temperatuur, dan wordt de kleur van het licht helderder en helderder rood, vervolgens oranje,

[p. 271]

dan geel, en eindelijk, wanneer de temperatuur zeer hoog geklommen is, wit. Nog duidelijker valt dit verschil in het oog, wanneer men het prisma te hulp neemt. Bij den aanvang der gloeijing bestaat het spectrum alleen uit het donkerste rood; naarmate de temperatuur klimt, komt er meer rood bij aan de meer breekbare zijde van het spectrum (aan de zijde van het violet); klimt de temperatuur nog meer, zoo komt in het spectrum ook het oranje te voorschijn, dan het geel, het groen, enz. tot het violet toe. Is het lichaam witgloeijend geworden, zoo bevat het spectrum alle kleuren, van het rood tot het violet. Maar naarmate de temperatuur klimt en dus het spectrum zich verder uitbreidt, neemt ook het reeds bestaande deel van het spectrum in intensiteit toe. Met andere woorden: er komen, bij het klimmen der temperatuur, steeds nieuwe stralen van eene andere kleur bij, maar de reeds bestaande winnen gelijktijdig aan lichtsterkte. Doch wat hier nu eigentlijk de hoofdzaak is, is het volgende: in het spectrum van een gloeijend vast of druipend-vloeibaar lichaam, het moge rood- of geel- of wit-gloeijend zijn, komen nimmer lichte of donkere strepen voor; onafgebroken en zonder sprongen gaat de eene kleur in de andere over. - Geheel verschillend is de wijze waarop gassen licht uitzenden, wanneer zij tot de noodige temperatuur verhit zijn. Immers wij zagen reeds, in het eerste deel van dit opstel en zoo straks bij de electrische spectra, dat sterk verhitte dampen en gassen meestal afgebroken spectra geven: spectra, voor het grootste deel uit helle, lichte strepen bestaande, die karakteristiek zijn voor elk gas of elk lichaam, dat in dampvorm wordt overgebragt. Wij kunnen hier thans nog bijvoegen, dat, bij het klimmen der temperatuur, die strepen nimmer van plaats veranderen; dat zij bij toenemende temperatuur alle heller worden, ofschoon niet alle in gelijke mate, en dat in enkele gevallen bij eene hoogere temperatuur nieuwe strepen optreden, die bij eene lagere niet zigtbaar waren. Eindelijk is het hoogstwaarschijnlijk, dat de temperatuur, waarbij de licht-uitzending, dus de gloeijing, een aanvang neemt, voor verschillende gassen en dampen niet dezelfde is.

Gaan wij thans na, waarin de nieuwe ontdekking van Kirchhoff en Bunsen bestond.

Bezig zijnde met het prismatisch onderzoek der gekleurde vlammen, waarover wij vroeger handelden, wilde Kirchhoff bepalen, of de gele streep van het natrium volmaakt zamenviel met de Fraun-

[p. 272]

hofersche streep D in het zonnespectrum; deze zamenvalling was reeds vroeger door sommigen beweerd, door anderen tegengesproken. Kirchhoff liet nu op de spleet, die vóór zijn prisma geplaatst was, gelijktijdig zonlicht en het licht eener door soda geel gekleurde alkoholvlam vallen. Ecrst wendde hij zwak zonlicht aan, en zag toen in het zwakke zonnespectrum, op de plaats waar anders de donkere streep D zich bevindt, de helle gele streep van het natrium sterk uitkomen. Maar toen hij het zonlicht langzamerhand versterkte, werd de helle streep van het natrium al flaauwer en flaauwer, en toen het zonlicht zeer sterk geworden was zag hij, tot zijne groote verwondering, de donkere streep D buitengewoon duidelijk te voorschijn treden¹⁾. Hij verving toen het zonlicht door het Drummondsche kalklicht, hetwelk, afkomstig zijnde van een gloeijend vast ligchaam, een spectrum zonder donkere of helle strepen geeft; liet hij dit licht weder door de sodavlam heen gaan, dan zag hij in het spectrum, juist op dezelfde plaats waar sodium voor zich de helle gele streep geeft, eene donkere streep. Hetzelfde verschijnsel nam hij waar, wanneer hij, in plaats van het Drummondsche kalklicht, een platinadraad aanwendde, die door een galvanischen stroom tot de witte gloeihitte was gebragt.

Kirchhoff had alzoo het feit gevonden, dat de sodavlam, die op zich zelve geel licht uitzendt, waarvan het spectrum uit slechts ééne gele streep²⁾ bestaat, ook de eigenschap bezit van datzelfde gele licht, wanneer het van eene andere lichtbron afkomstig is, die eene veel hoogere temperatuur bezit, terug te houden of te absorberen. Deze eigenschap van onder bepaalde omstandigheden dezelfde lichtstralen te absorberen, die de vlam op zich zelve uitzendt, vond Kirchhoff ook bij lithia: door chloorlithium in eene kleurlooze gasvlam te verhitten, en zonlicht, door die vlam heen, op zijn prisma te laten vallen, zag hij in het zonnespectrum eene donkere streep op dezelfde plaats waar de lithiavlam voor zich eene helle roode streep geeft. En even zoo gelukte het aan Kirchhoff en Bunsen om de helste strepen van het kalium, calcium,

1) Dit feit was ook reeds in 1849 door Foucault ontdekt, maar was geheel onopgemerkt gebleven. Kirchhoff zelf leerde eerst later de ontdekking van Foucault kennen.

2) Beziet men het spectrum der sodavlam met een krachtiger instrument, dan blijkt de gele streep dubbel te zijn. Hier veronderstellen wij slechts een eenvoudig werktuig, waarbij die dubbele streep zich als ééne enkele vertoont.

[p. 273]

strontium en baryum, bij doorvalling van sterk zonlicht, in donkere strepen te veranderen. Deze omkeering der spectra, deze verandering der lichte strepen in donkere, werd door Kirchhoff, nadat hij ze door proefneming gevonden had, ook uit theoretische beschouwingen afgeleid.

Boven hebben wij vermeld, dat reeds van verscheidene metalen en verscheidene gassen de spectra bekend waren. Met een krachtig instrument, uit vier prisma's zaâmgesteld, werd het onderzoek van de electrische spectra der metalen nu door Kirchhoff voortgezet. Zijn toestel was zoodanig ingerigt, dat de bovenste helft van de spleet, die vóór de prisma's geplaatst was, door het licht der electrische vonk verlicht werd, terwijl de onderste helft door zonlicht beschenen werd. Op deze wijze kon hij het zonnespectrum gelijktijdig met het spectrum der electrische vonk waarnemen, en ze dus beide onmiddellijk met elkander vergelijken; de plaats der verschillende strepen kon hij daarenboven op eene willekeurig gekozen schaal aanteekenen. Hij vergeleek nu alzoo het zonnespectrum met de spectra van zeer verschillende metalen, verkregen door de vonk tusschen dit of dat metaal te doen overspringen. Daarbij vond hij, dat van sommige metalen de lichte strepen volkomen zamenvallen met donkere strepen in het zonnespectrum, terwijl van vele andere metalen de lichte strepen gevonden worden in deelen van het spectrum, waar het licht der zon geen donkere strepen doet zien. - Thans hebben wij nog slechts na te gaan, welke gevolgtrekkingen Kirchhoff hieruit omtrent de zamenstelling der zon afleidde.

De voorstelling, dat de zon een gloeijend lichaam zou zijn, is reeds zeer oud. Men vindt ze door verschillende Grieksche wijsgeeren uitgesproken; en toen men de zonnevlekken had ontdekt, werden deze door Galileï voor wolken verklaard, die in den dampkring der zon zouden zweven en ons daardoor als zwarte vlekken op het heldere lichaam der zon verschijnen. - Deze voorstelling werd evenwel in lateren tijd door eene andere verdrongen. William Herschel ontwierp op het laatst der vorige eeuw eene andere hypothese omtrent het wezen der zon, gegrond op de verschijnselen, die men bij de zonnevlekken had waargenomen. Zulk eene zonnevlek bestaat namelijk in den regel uit eene zwarte kern, omgeven door een grijzen rand; die zonnevlekken deelen in de rondwentelende beweging der zon om hare

[p. 274]

as, en men had nu opgemerkt, dat altijd, wanneer eene zonnevlek, ten gevolge dier wentelende beweging van het zonnelichaam, zich van het midden der zonneschijf naar den rand verplaatst, de grijze rand der vlek sneller den rand der zonneschijf nadert dan de zwarte kern, zoodat deze als het ware terugblijft. Om dit verschijnsel te verklaren nam Herschel aan, dat het lichaam der zon zelf koud en donker zou zijn; daaromheen zou zich een half doorschijnende dampkring bevinden, welke weder op zijne beurt omgeven is door een tweeden dampkring, de zoogenaamde photospheer, de bron van het licht, dat de zon uitzendt; en eindelijk zou deze photospheer nog omgeven zijn door een doorzigtigen, maar niet lichtenden dampkring.

Volgens deze hypothese zijn de zonnevlekken trechtervormige openingen in de beide onderste dampkringen der zon. De zwarte kern dier vlekken is het lichaam der zon zelf; wanneer men deze ziet, ziet men dus door de beide onderste dampkringen heen. De grijze rand daarentegen ontstaat door eene opening alleen in de photospheer; men ziet dan den ondersten dampkring, die niet volkomen zwart is, maar nog een weinig licht van de photospheer terugkaatst. Door deze hypothese worden de verschijnselen bij de verplaatsing der zonnevlekken op de zonneschijf volkomen verklaard. - De derde of buitenste dampkring werd aangenomen ter verklaring van eenige verschijnselen die men bij totale zoneclipsen heeft opgemerkt.

Tot aan den tijd van de uitvinding der spectraal-analyse was deze hypothese van Herschel algemeen door de sterrekundigen aangenomen. Kirchhoff kwam nu echter met eene nieuwe hypothese omtrent het wezen der zon te voorschijn, welke in hoofdtrekken met de straks genoemde van Galileï overeenstemt.

Volgens Kirchhoff is de zon zelve een gloeijend lichaam van eene verbazend hooge temperatuur: vast of druipend-vloeibaar, dit laat hij in het midden. Ten gevolge dier hooge temperatuur moeten vele stoffen aan de oppervlakte der zon in dampvorm overgaan, en moet er alzoo een dampkring bestaan, waarin stoffen kunnen voorkomen, die eene zeer hooge temperatuur ter verdamping vereischen, zoo als ijzer, koper, zink, enz. - Daar de hemelruimte eene zeer lage temperatuur bezit, straalt de zon voortdurend warmte uit; afkoeling van de buitenste lagen des dampkrings is daarvan het gevolg, waardoor dampen gecondenseerd worden tot wolken, welke zich nu als zonnevlekken aan

[p. 275]

ons oog vertoonen. Heeft zich eens zulk eene wolk gevormd, dan zal het daarboven gelegen deel van den dampkring snel afkoelen, daar het nu door de wolk voor de stralende warmte van het zonnelichaam beschut is: de wolk zal dus aan de bovenzijde aangroeijen, maar daarenboven is nu in dit sterk afgekoelde deel van den dampkring de gelegenheid geboren tot het ontstaan van eene tweede wolk, boven de eerste gelegen. Waar men nu twee zulke wolken boven elkander ziet, heeft men de zwarte kern der zonnevlek; waar men alleen de bovenste grootere ziet, vertoont zich deze aan ons oog als een grijze rand om de zwarte kern heen. Het ontstaan van twee wolkenlagen boven elkander heeft op zich zelf niets bevreemdends: ook in den dampkring onzer aarde neemt men menigmaal dit verschijnsel waar. En even als op onze aarde de wolken door warme luchtstroomen kunnen afnemen of verdwijnen, zoo kunnen ook de wolken in den zonnedampkring door lucht- of dampstroomingen weer geheel of gedeeltelijk opgelost worden, waardoor de veranderingen in de grootte en de gedaante der zonnevlekken verklaard worden. Ook de verschijnselen, die de zonnevlekken bij het toenaderen tot den rand der zonneschijf aanbieden, worden door de hypothese van Kirchhoff volkomen verklaard.

Brengen wij nu deze laatste hypothese in verband met de straks genoemde wet van Kirchhoff, dat gloeijende dampen de eigenschap bezitten van het licht te absorberen, dat zij zelven uitzenden. Het gloeijende lichaam der zon zelf moet een speetrum geven, blijkens hetgeen wij boven gezegd hebben omtrent de spectra van gloeijende vaste en druipend-vloeibare lichamen, waarin noch lichte noch donkere strepen voorkomen. Dit licht, door het zonneligchaam uitgezonden, gaat evenwel door den zonnne-dampkring heen, alsvorens het de aarde bereikt; komt er nu in dien dampkring sodium voor, zoo moet in het spectrum van het zonlicht eene donkere streep gevonden worden op de plaats waar sodium zelf eene lichte streep geeft. Daar dit nu werkelijk het geval is, besloot Kirchhoff tot het aanwezen van sodium in den dampkring der zon. En even zoo voor andere stoffen: wanneer men de spectra van verschillende lichamen kent, ontstaan door verhitting van den damp, heeft men slechts de strepen dier spectra te vergelijken met de donkere strepen in het zonnespectrum, om te besluiten tot het al of niet voorkomen van die lichamen in den dampkring der zon.

[p. 276]

Zoo als wij boven reeds zeiden, zijn nu door Kirchhoff met een sterk vergrootend instrument de spectra van een groot aantal metalen bepaald en onmiddellijk met de donkere strepen in het zonnespectrum vergeleken. Bij sommige vond hij nu zamenvalling, bij andere niet; van de eerste was dus het voorkomen in den zonnedampkring bewezen, van de laatsten nam hij aan, dat zij daarin niet gevonden worden.

Onder de stoffen waarvan Kirchhoff op deze wijze het voorkomen in den dampkring der zon aantoonde, is het ijzer de merkwaardigste. In het electrische spectrum van het ijzer komen een zeer groot aantal lichte strepen voor, en deze vallen alle volkomen te zamen met donkere strepen in het zonnespectrum. Tusschen de Fraunhofersche strepen A en G heeft Kirchhoff die coïncidentie voor 75 strepen bewezen. Dit groote aantal geeft aan zijne hypothese eene hooge mate van waarschijnlijkheid, te meer omdat, naarmate eene ijzerstreep heller is, in den regel ook de overeenkomstige Fraunhofersche streep in het zonnespectrum des te donkerder is. De waarschijnlijkheid, dat het licht der zon door ijzerdamp heen is gegaan, is derhalve zeer groot. Het zou alleen nog de vraag kunnen zijn, of die ijzerdamp zich niet in de aardsche atmospheer zou kunnen bevinden. Doch in onzen dampkring kan men onmogelijk ijzerdamp in zoodanige hoeveelheid aannemen, dat daardoor zoo sterke absorptie-strepen in het zonnespectrum zouden ontstaan. IJzer is bij de gewone temperatuur volstrekt niet vlugtig, en in de hoogere deelen van onzen dampkring is de temperatuur zeer laag, zoodat daar nog veel minder aan het voorkomen van ijzerdamp te denken valt dan in de nabijheid van de oppervlakte onzer aarde. In het stof van den dampkring kan wel ijzer voorkomen, maar dit is ter verklaring van het verschijnsel geheel onvoldoende, omdat het niet genoeg is, dat er ijzer, al is het ook fijn verdeeld, op den weg van het zonlicht geplaatst is: dit ijzer moet in dampvorm aanwezig zijn, zal het absorptie-strepen kunnen geven. Men kan zich dus dien ijzerdamp nergens anders denken dan in den dampkring der zon. Daarbij komt nog, dat de donkere strepen van het zonnespectrum, die met de ijzerstrepen zamenvallen, niet de minste verandering ondergaan, wanneer de zon den horizon nadert. Ontstonden die strepen door ijzerdamp in onzen dampkring, dan zouden zij zich veel donkerder moeten vertoonen bij een lagen dan bij een hoogen stand

[p. 277]

der zon, omdat het zonlicht in het eerste geval een veel langeren weg door onzen dampkring aflegt; en dit nu is niet het geval. Het aanwezen van ijzerdamp in den dampkring der zon kan men dus als bewezen aannemen.

Op gelijke wijze als bij het ijzer vond Kirchhoff ook bij andere metalen coïncidentie tusschen de lichte strepen in het spectrum der electrische vonk, die tusschen die metalen oversprong, en donkere strepen in het zonnespectrum, en zoo besloot hij ook tot het aanwezen van deze in den zonnedampkring. Dit was het geval met de metalen natrium, calcium, baryum, magnesium, chroom, nikkel, koper en zink. Opmerkelijk is het, dat wij ijzer en nikkel, twee metalen die elkander op de aardkorst bijna altijd vergezellen, ook in den dampkring der zon nevens elkander aantreffen. Omtrent het kobalt, dat op aarde mede bijna altijd bij het ijzer wordt aangetroffen, is het nog twijfelachtig, of dit in den zonnedampkring voorkomt. Met zekerheid vond Kirchhoff alzoo in het geheel negen metalen, die op aarde voorkomen, in den dampkring der zon terug. - Bij vele andere metalen daarentegen vond hij geen coïncidentie der lichte strepen van het metaal met donkere strepen in het zonnespectrum; deze metalen zijn dus als zoodanig niet in den zonnedampkring aanwezig. Van deze noemen wij hier slechts de meest bekende, namelijk: kalium¹⁾, rubidium, lithium, strontium, arsenik, antimonium, tin, lood, aluminium, kwikzilver, zilver, goud en platina.

Het is voorzeker eene grootsche ontdekking, dat men alzoo in een physisch laboratorium, met slechts weinige instrumenten, kan bepalen, welke stoffen in het dampvormig omhulsel van het hoofdlichaam onzes planetenstelsels voorkomen, terwijl dat lichaam zich op zoo vele millioenen mijlen afstands van ons verwijderd bevindt! Maar niet minder dan de grootschheid dier ontdekking treffen ons hare resultaten! Immers in den dampkring der zon vinden wij stoffen terug, die op deze aarde in groote hoeveelheid

1) Uit onze plaat zou men misschien kunnen afleiden dat kalium wèl in den zonnedampkring voorkomt, omdat aldaar de streep a van het kalium (Fig. 4) zamenvalt met de Fraunhofersche streep A (Fig. 1). Dit zamenvallen is echter slechts schijnbaar. Bij sterke vergrooting ziet men, dat die beide strepen niet zamenvallen, zoodat er ook geen grond bestaat, om kalium in den dampkring der zon aan te nemen. Bij sterke vergrooting vertoont de roode streep van het kalium zich dubbel, even als de gele streep van het na trium.

[p. 278]

worden aangetroffen. Merken wij nog op, dat de stoffen, die de oppervlakte van het zonnelichaam uitmaken, door verdamping in de zonne-atmospheer moeten overgaan; omgekeerd kunnen wij het er dus voor houden, dat de lichamen, die wij in de atmospheer der zon aantreffen, ook ten minste in de buitenste laag van het lichaam der zon voorkomen. Er bestaat alzoo eene merkwaardige overeenkomst tusschen de grondstoffen, die de buitenste korst der aarde uitmaken, en tusschen die, welke in het zonnelichaam voorkomen: voor een deel althans zijn zij dezelfde. Het is eene merkwaardige uitkomst: een nieuw bewijs voor de eenheid van zamenstelling in ons zonnestelsel!

Vragen wij u of alle donkere strepen, die in het zonnespectrum worden aangetroffen, op de boven beschrevene wijze reeds zijn te huis gebragt; of men van alle reeds weet, door welk lichaam in den dampkring der zon zij veroorzaakt worden, - zoo is het antwoord daarop ontkennend. Integendeel, onder de duizenden Fraunhofersche strepen is het nog slechts van een betrekkelijk zeer klein aantal gebleken, dat zij zamenvallen met de strepen van dit of dat metaal. Veel blijft hier nog te doen. Men kent op verre na nog niet de spectra van alle aardsche grondstoffen en hare onderlinge verbindingen. Naarmate men van deze meerdere leert kennen, zal men waarschijnlijk ook meerdere overeenkomsten met donkere strepen in het zonnespectrum, dus nieuwe lichamen in den zonnedampkring, ontdekken. Kent men eenmaal de spectra van alle aardsche lichamen, dan eerst zal het kunnen blijken, of alle Fraunhofersche strepen zamenvallen met de strepen van bekende aardsche stoffen; dan eerst zal het blijken of er in den dampkring der zon ook lichamen voorkomen, die niet in de buitenste korst onzer aarde worden aangetroffen.

Wij moeten hier intusschen nog opmerken, dat niet alle Fraunhofersche strepen aan den dampkring der zon haar ontstaan te danken hebben. Men ziet reeds dadelijk de mogelijkheid in, dat sommigen door absorptie in de aardsche atmospheer kunnen ontstaan; en inderdaad, proefnemingen hebben geleerd, dat dit ook zoo is. Vergelijkt men het spectrum van het zonlicht bij zeer hoogen en bij zeer lagen stand der zon met elkander, dan ziet men, dat de meeste strepen onveranderd blijven, maar dat sommige in het laatste geval, wanneer dus het zonlicht een veel langeren weg door onzen dampkring heeft afgelegd, veel sterker

[p. 279]

te voorschijn treden. Het zijn deze veranderlijke strepen, die aan onzen dampkring haar ontstaan verschuldigd zijn, en dus door zuurstof, stikstof, waterdamp of een der andere bestanddeelen onzer atmospheer veroorzaakt worden. Het aantal dezer veranderlijke, in onzen dampkring ontstane strepen is echter betrekkelijk zeer gering; verreweg de meeste donkere strepen in het zonnespectrum ontstaan door absorptie in den zonnedampkring.

Omtrent de bovengenoemde metalen, die niet in den dampkring der zon zouden voorkomen, hebben wij hier nog eene opmerking. Te besluiten, dat zij er werkelijk niet in voorkomen, zou zeer voorbarig zijn, en dat wel om de volgende reden. Het is namelijk in den laatsten tijd gebleken, vooral door de onderzoekingen van Alexander Mitscherlich, zoon van den zoo beroemden, thans overleden duitschen scheikundige, dat niet alleen grondstoffen, maar ook iedere scheikundige verbinding haar eigen spectrum geeft. Dat verschillende verbindingen van kalium, van natrium, enz., zoo als wij in het eerste deel van dit opstel opmerkten, steeds hetzelfde spectrum geven, is als het ware slechts eene toevallige omstandigheid; het is het gevolg daarvan, dat al die verbindingen reeds bij de hitte eener gasvlam ontleed worden, zoodat het metaal vrij komt, en het is de damp van dit vrije metaal, die de strepen in het spectrum veroorzaakt. Het is eene omstandigheid voor de praktijk van hooge waarde; want juist daardoor herkent men dadelijk, door middel van het spectrum, het metaal, dat in het in de vlam gebragte lichaam voorkomt; de andere grondstoffen, die geen metalen zijn, als zuurstof, zwavel, enz. geven bij die temperatuur nog geen strepen in het spectrum. De spectra, op onze plaat afgebeeld, bestaan dus eigentlijk uit de strepen der metalen. - Maar om nu tot de zon terug te keeren, wij mogen dus niet besluiten dat er b.v. geen zilver in den dampkring der zon voorkomt, omdat de strepen van het zilver niet zamenvallen met strepen in het zonnespectrum; daaruit mogen wij alleen besluiten, dat er geen vrije zilverdamp in den zonnedampkring voorkomt. Maar zilver kan zich met andere grondstoffen verbinden, en die verbindingen geven, zoo als wij zeiden, een ander spectrum dan het vrije zilver; er kan b.v. chloorzilver, zwavelzilver, enz. in den dampkring der zon aanwezig zijn, zonder dat men in het spectrum van het zonlicht de strepen van het vrije zilver ziet. Men mag dus niet besluiten, dat zilver in den zonnedampkring ontbreekt,

[p. 280]

voor dat men de spectra van alle mogelijke verbindingen van het zilver kent. En even zoo is het met andere grondstoffen gesteld.

Wij zagen alzoo, dat de spectraal-analyse ook het middel is geworden ter ontleding van den dampkring van een ver verwijderd hemellichaam, van het hoofdlichaam van ons planetenstelsel. De eenige bedenking, die nog tegen de hier verkregen resultaten kan gemaakt worden, is deze: is de hypothese van Kirchhoff omtrent den physischen toestand der zon de juiste? - Het is waar, de voorstelling, die Kirchhoff van den toestand der zon gegeven heeft, is en blijft slechts eene hypothese, en is nog geenszins eene bewezen waarheid. Maar aan den anderen kant moet men erkennen, dat zij eene hypothese is, die eene hooge mate van waarschijnlijkheid bezit. Het volkomen zamenvallen van 75 strepen van het ijzer en van zoo vele strepen van andere metalen, met even zoo vele donkere strepen in het zonnespectrum kan geen loutere toevalligheid zijn. Op geen andere wijze laat zich eene verklaring geven van dit zamenvallen, dan op de wijze waarop zulks door Kirchhoff is geschied. Zijne hypothese verklaart de meeste verschijnselen, die men op de zonneschijf heeft waargenomen, op eene zeer eenvoudige wijze, en evenzoo heeft zij den oorsprong opgehelderd dier donkere strepen in het zonnespectrum, die zoo langen tijd te vergeefs op eene verklaring wachtten. Maar daarenboven, wanneer wij zijne hypothese met de vroegere van Herschel vergelijken, slaat de balans blijkbaar ten voordeele der eerste over. Tegen deze is nog geen enkel bezwaar van eenig gewigt gerezen, dat niet door Kirchhoff op eene voldoende wijze is opgelost; en daarenboven is zij volkomen in overeenstemming met de hypothese van Laplace omtrent den oorsprong van ons zonnestelsel. Volgens deze bestond dit stelsel eenmaal uit ééne zamenhangende nevelmassa, die bij hare afkoeling zich van een scheurde en daardoor de zon, de planeten en hare manen deed ontstaan; al die verschillende lichamen moeten dus in den grond van dezelfde zamenstelling zijn. De geologie heeft geleerd, dat de aarde zich eens in een gloeijenden, vloeibaren toestand heeft bevonden: men moet nu aannemen, dat ook de andere lichamen van ons zonnestelsel in zulk een toestand verkeerd hebben. Maar de afkoeling, die bij allen, ten gevolge der warmtestraling, heeft plaats gegrepen, heeft bij hen een zeer verschillenden trap bereikt, voornamelijk afhangende van hunne massa; de maan, die zooveel kleiner is dan de aarde, is ook reeds zooveel

[p. 281]

verder afgekoeld dan deze, terwijl de temperatuur der zon, wier massa zooveel grooter is dan die van onze aarde, nog niet onder de witte gloeihitte gedaald is. De aardsche atmospheer, die thans slechts uit zoo weinig grondstoffen bestaat, moest, toen de aarde nog gloeide, eene geheel verschillende zamenstelling bezitten: alle stoffen, die bij de gloeihitte vlugtig zijn, moesten toen in haar voorkomen. Een dergelijken toestand treffen wij thans bij den dampkring der zon aan.

Een bezwaar tegen de hypothese van Herschel is nog het volgende. Gelijk de photospheer, volgens die hypothese, naar buiten warmte uitstraalt, moet zij dit ook doen naar binnen. Die photospheer moet eene zeer hooge temperatuur bezitten. Allengs moet dus ook in den loop der eeuwen de onderste atmospheer, en vervolgens ook de oppervlakte van het zonnelichaam zelf, verwarmd zijn geworden tot de gloeihitte. En toch is het lichaam der zon, volgens de hypothese van Herschel, donker, dus niet gloeijend. Eene zoodanige onderstelling is in strijd met alle bekende wetten van de mededeeling der warmte.

Eindelijk heeft nog zeer onlangs Magnus op een feit opmerkzaam gemaakt, dat zeer ten voordeele der hypothese van Kirchhoff pleit. Magnus deed namelijk opmerken, en toonde het door zijne proeven aan, dat gloeijende gassen zeer veel minder warmte uitstralen dan gloeijende vaste lichamen. Daar nu de zon ons zulk eene verbazende hoeveelheid stralende warmte toezendt, kan men zich moeijelijk voorstellen, dat al die warmte van gloeijende gassen afkomstig zou zijn (de photospheer van Herschel), en is men wel gedrongen die stralende warmte toe te schrijven aan een gloeijend vast of druipend-vloeibaar lichaam, zoo als de zon is volgens Kirchhoff's hypothese.

De voorstelling, door Kirchhoff van het wezen der zon gegeven, is dus veel waarschijnlijker dan eenige vroeger gegevene. De beslissing in hoeverre zij de ware is, blijft voor de toekomst bewaard.

Niet alleen tot aardsche voorwerpen alzoo bepaalt zich de spectraal-analyse; ook de dampkring der zon valt binnen haar bereik. Thans gaan wij nog een stap verder: zij leert ons ook de dampkringen der vaste sterren ontleden.

Gelijk er in het spectrum van het zonlicht donkere strepen voorkomen, vindt men die ook in de spectra van het licht der vaste sterren. Alle vaste sterren, die men tot dusverre in dit

[p. 282]

opzigt onderzocht heeft, geven een spectrum overeenkomstig met dat van het licht der zon: men vindt een verlichten achtergrond, hier en daar door zwarte strepen doorsneden. Die donkere strepen zijn echter voor verschillende sterren niet allen dezelfde, en zij verschillen ook over het algemeen van die in het zonnespectrum; iedere vaste ster geeft een eigen spectrum. Men heeft ook deze donkere strepen vergeleken met de strepen der verschillende metalen, en ook bij sommige coïncidentie gevonden; en, op gelijke wijze als bij de zon, kan men hieruit tot het aanwezen dier stoffen in den dampkring der ster besluiten. Er blijkt uit, dat de dampkringen der vaste sterren niet alle dezelfde zamenstelling hebben, en dat zij in het algemeen verschillen van die der zon.

Ten opzigte van de stoffen, die men op deze wijze in de vaste sterren heeft gevonden, bestaat echter volstrekt niet dezelfde mate van zekerheid als bij de analyse van den zonnedampkring. Het licht, zelfs van de helderste vaste sterren, is slechts uiterst zwak; van daar, dat men dat licht op verre na zoo sterk niet uit een kan leggen als bij het zonlicht het geval is, of met andere woorden, dat men de spectra der vaste sterren slechts met eene geringe vergrooting kan waarnemen. Bij eene sterke vergrooting wordt het licht zoo zwak, dat men niets meer onderscheiden kan. Daarenboven bestaat er bij de vaste sterren nog eene oorzaak, waardoor het reeds zwakke licht nog aanmerkelijk zwakker wordt. Die sterren vertoonen zich namelijk slechts als punten: ontleedt men haar licht met een prisma, dan verkrijgt men een lijnvormig kleurenbeeld, waarin donkere strepen, zoo zij er in voorkomen, volstrekt niet te onderscheiden zouden zijn. Om een spectrum van eene zekere breedte te verkrijgen, waarin strepen kunnen onderscheiden worden, moet men het licht door eene cylindrische lens laten gaan; dit nu kan zeer gemakkelijk geschieden, maar het gaat gepaard met een aanmerkelijk lichtverlies, omdat hetzelfde licht over eene grootere oppervlakte verdeeld wordt.

Dit alles maakt, dat het bestuderen van de spectra der vaste sterren aan veel grooter moeijelijkheden onderworpen is dan dat van het zonnespectrum. Het zamenvallen der strepen kan bij de eerste met veel minder juistheid worden waargenomen, en dus is er veel meer omzigtigheid noodig bij het besluiten tot het aanwezen van deze of gene stof in den dampkring eener ster. - Desniettegenstaande heeft men hier en daar coïncidenties van strepen

[p. 283]

meenen op te merken, en daaruit met eenige waarschijnlijkheid besloten, dat enkele stoffen, die op onze aarde worden aangetroffen, ook in de dampkringen dier sterren voorkomen. De uitvoerigste onderzoekingen omtrent de spectra der vaste sterren zijn onlangs door de Engelsche natuurkundigen Miller en Huggins in het werk gesteld. Van de stoffen, die door hen langs dezen weg in de dampkringen van eenige vaste sterren gevonden zijn, noemen wij hier: ijzer, natrium, calcium, magnesium en waterstof. In den dampkring van Betelgeuze, de helderste ster in het sterrebeeld Orion, ontbreekt de waterstof. In andere sterren vonden zij stoffen, die op aarde tot de zeldzame lichamen behooren; zoo b.v. vonden zij in Aldebaran, de helderste ster van het sterrebeeld den Stier, kwikzilver, antimonium en het op aarde zoo uiterst zeldzame tellurium.

Het is naauwelijks noodig hier bij te voegen, dat de spectra der planeten dezelfde strepen vertoonen als het zonnespectrum; immers de planeten zijn op zich zelve donkere lichamen, die slechts het licht der zon terugkaatsen. Bezit eene planeet echter een dampkring, dan zal het licht, dat zij terugkaatst, daar het tweemaal door haren dampkring heen is gegaan, nieuwe strepen in het spectrum kunnen vertoonen, afhankelijk van de bestanddeelen dier atmospheer. Op deze wijze heeft men dan ook reeds gemeend te kunnen opmaken, dat de planeten Mars, Venus en Jupiter een dampkring bezitten, en heeft men gemeend bij alle drie tot het aanwezen van waterdamp daarin te mogen besluiten. Dit alles moge nu nog zeer onzeker zijn; het wijst althans den weg aan, waarop men misschien eenmaal ook de dampkringen der planeten zal kunnen analyseren.

Van het maanlicht laat zich gemakkelijker dan van het licht van vaste sterren of planeten een spectrum ontwerpen. Dit is dan ook, onder anderen door Piazzi Schmidt, geschied, en daarin heeft men slechts de strepen van het zonnespectrum teruggevonden, hetgeen alzoo de bekende waarheid bevestigt, dat de maan geen merkbaren dampkring heeft.

Van het licht van kometen heeft men, zoo ver ons bekend is, nog nimmer het spectrum waargenomen.

Doch niet alleen over de verschillende lichamen van ons zonnestelsel, niet alleen over de zooveel verder verwijderde vaste sterren, ook over de nevelvlekken en sterrehoopen strekt zich de magt der spec-

[p. 284]

traal-analyse uit. Slechts weinige maanden geleden (Nov. 1864) deelde Huggins aan de Royal Society te Londen de resultaten mede zijner waarnemingen over de spectra van eenige nevelvlekken, en wel in het bijzonder van de zoogenoemde planetarische. Deze planetarische nevelvlekken vertoonen zich, even als de planeten, onder den vorm van ronde of eenigzins langronde schijven, over welke het licht bijna eenparig verspreid is, zonder dat er eene inwendige kern zigtbaar is; in vergelijking van de overige nevelvlekken zijn zij scherp begrensd.

Het eerste voorwerp dezer soort, dat Huggins onderzocht, vertoonde hem een spectrum, dat niet, zoo als bij de zon en de vaste sterren, alle kleuren bevatte, maar slechts uit drie scherp begrensde strepen bestond, door breede donkere tusschenruimten van elkander gescheiden. De helderste dezer strepen, in het groen gelegen, vond hij zamenvallend met de helderste streep in het spectrum van stikstof; de tweede, die zich in het blaauw bevond, viel zamen met eene der strepen van waterstof; bij de derde, tusschen de beide vorige in gelegen, kon hij geen coïncidentie met eenige bekende streep waarnemen. Verscheidene andere planetarische nevelvlekken vertoonden volmaakt hetzelfde spectrum, met deze uitzondering dat soms alleen de helderste streep gezien werd. Oplosbare nevelvlekken daarentegen gaven hem steeds een onafgebroken spectrum.¹⁾

Van hoe hooge waarde dit resultaat voor de sterrekunde is, laat zich gemakkelijk inzien. Het is toch duidelijk, dat de planetarische nevelvlekken niet meer als opeenhoopingen van sterren kunnen beschouwd worden. In plaats van als een gloeijend vast of vloeibaar lichaam, dat licht van elke breekbaarheid uitzendt door een dampkring heen, die een gedeelte daarvan absorbeert, zoo als de zon en de vaste sterren zich aan ons vertoonen, - moet men deze nevelvlekken, of ten minste hare lichtgevende oppervlakten, beschouwen als ontzettende massa's van gloeijende gassen of dampen. Hierdoor wordt de afwezigheid eener lichtende kern volkomen verklaard; want, al is de geheele massa van het gas lichtend, zoo moet toch het licht, dat door de gasdeeltjes onder de voor ons zigtbare oppervlakte wordt uitgezonden, door de gasdeeltjes aan die oppervlakte grootendeels geabsorbeerd worden,

1) Men vindt deze onderzoekingen van Huggins vermeld in het Philos. Magazine, Febr. 1865.

[p. 285]

en daarom zien wij alleen de buitenste lichtende schaal. De geringe helderheid der nevelvlekken, in weerwil van den meetbaren hoek, waaronder zij zich meestal vertoonen, is voorts geheel in overeenstemming met de veel kleinere intensiteit van het licht, dat gloeijende gassen uitzenden, in vergelijking met dat, hetwelk door gloeijende vaste of druipend-vloeibare lichamen uitgezonden wordt.

Daargelaten nu, of men in die gasmassa's stikstof, waterstof en eene nog onbekende stof wil aannemen, als verzamelingen van sterren kan men ze niet langer beschouwen, en elke nevelvlek, welke een dergelijk spectrum geeft, bestaat alzoo werkelijk uit eene ontzettende, in gloeijing verkeerende nevelmassa. Het middel is dus gevonden, om door het spectrum te bepalen, of eene nevelvlek uit zulk eene nevelmassa bestaat, of dat zij slechts een nog onopgeloste sterrehoop is.

Zeer uitgebreid is alzoo het gebied waarop de spectraal-analyse hare toepassingen vindt. Hoeveelheden stof, wier kleinheid ons begrip te boven gaat, doet zij ons met ontwijfelbare zekerheid vinden, - en de gesteldheid der verst verwijderde hemellichamen, die voor altijd met een ondoordringbaren sluijer voor het sterfelijk oog scheen omhuld te zijn, leert zij ons met eene hooge mate van waarschijnlijkheid kennen. Aangevangen met de voorwerpen, die zich onder het onmiddellijk bereik van den mensch bevinden, heeft zij hare magt uitgebreid tot aan de verste grenzen der zigtbare schepping.

Zutphen, Maart 1865.

NASCHRIFT. Het bovenstaande was reeds afgedrukt, toen ons eene waarneming van het spectrum eener komeet ter kennis kwam. Donati, de ontdekker der groote komeet, die in het najaar van 1858 zoo prachtig aan den hemel schitterde, heeft in het vorige jaar (in Julij 1864) het spectrum eener andere komeet waargenomen, die tamelijk lichtzwak was. In dat spectrum zag hij drie lichte banden. De geringe lichtsterkte liet hem echter niet toe meerdere bijzonderheden waar te nemen, of de plaats dier banden met de lichte strepen der metalen te vergelijken.

Van hoe groot belang de waarneming der spectra van kometen is, laat zich gemakkelijk inzien; langs dezen weg zal welligt eenmaal de thans nog zoo raadselachtige natuur dezer hemellichamen aan het licht komen.