De Vlaamsche Gids. Jaargang 8

[p. 260]

De natuurkunde in het laboratorium en de natuurkunde in de wereldruimte.⁽¹⁾

In de laatste 25 jaren is de natuurkunde voortgeschreden met een snelheid, die eenig is, naar ik meen, in de geschiedenis der wetenschappen. Een gansche reeks van opzienbarende ontdekkingen, die elkander met korte tusschenpoozen opvolgden, hebben onze opvattingen sterk gewijzigd. In 1888 ontdekte Hertz de electrische golven en vestigde daarmee den grondslag voor de draadlooze telegraphie en telephonie; in 1895 vond Röntgen de stralen, die zijn naam dragen en die het uitgangspunt geworden zijn voor de ontwikkeling van een geheelen tak der medische wetenschap; in 1896 is het Henri Becquerel, die nieuwe stralen ontdekt en aldus het thans zoo belangwekkende hoofdstuk van de radioactiviteit opent; en in hetzelfde jaar neemt Zeeman een merkwaardig magneto-optisch verschijnsel waar, de magnetische ontbinding van de spectraallijnen, den hoeksteen van het groote gebouw der tegenwoordige electronen-theorie. Deze vier natuurkundigen, om slechts dezen te noemen, hebben nieuwe en onmetelijk rijke studievelden geopend, die sinds door vele onderzoekers zijn bearbeid.

Maar niet tevreden met aldus, door de ontdekking van nieuwe verschijnselen, het veld zijner studiën te hebben vergroot binnen de beperkte ruimte van zijn laboratorium, heeft de natuurkundige zijn rijk willen uitbreiden ook buiten deze enge grenzen; daar de oppervlakte en de atmospheer der aarde niet meer voldoende waren om zijn zucht naar veroveringen te bevredigen, heeft hij zijn rijk uitgebreid tot aan de sterren; gewapend met verrekijker, spectroscoop en actino-

(1) Lezing, gehouden in de openbare zitting der wetenschappelijke afdeeling van de Koninklijke Academie van België, den 16^en December 1911.

[p. 261]

meter, heeft hij kans gezien uit de verte de verschijnselen bij te wonen, die zich afspelen in andere werelden, en waarnemingen te doen op de zon en op de vaste sterren; zelfs de interstellaire ruimten zijn voor hem een uitgebreid gebied voor vruchtbare onderzoekingen geworden. Zoo heeft zich een nieuwe tak van de natuurkunde ontwikkeld, de astro-physica, de natuurkunde in de wereldruimte, zooals men haar noemen kan, de natuurkunde, waargenomen in het reusachtige laboratorium van het heelal.

De studie van dezen tak heeft bewezen, dat de natuurkunde dezelfde is in alle deelen der wereldruimte; overal vinden wij dezelfde materie; overal is het heelal uit dezelfde elementen opgebouwd. De verschijnselen, die deze materie vertoont, zijn niet verschillend van één ster tot de andere; wat de natuurkundige in het klein waarneemt onder de kunstmatige omstandigheden, die hij in zijn bescheiden laboratorium verwezenlijkt, datzelfde neemt hij in het groot waar in de sterren, die grootsche laboratoria, die reusachtige smeltkroezen, zooals Poincaré ze genoemd heeft. De wetten der verschijnselen zijn overal dezelfde; het zijn inderdaad algemeene natuurwetten.

Maar de cosmische natuurkunde leert ons de verschijnselen en wetten niet kennen in hun eenvoudigsten vorm. Onafscheidelijk van zijn planeet, moet de natuurkundige, die de cosmische natuurkunde bestudeert, zich tevreden stellen met de rol van eenvoudig waarnemer; kan hij in zijn laboratorium de natuur ondervragen, ja op de pijnbank leggen om haar haar geheimen af te persen, in het groote laboratorium van het heelal is hij geen proefnemer meer; hij kan niet anders doen dan een verklaring zoeken van de ingewikkelde verschijnselen, die hij waarneemt, zóóals ze zich aan hem voordoen, zonder dat hij bij machte is hun omstandigheden naar verkiezing te wijzigen. De cosmische natuurkunde stelt dus den natuurkundige voor vraagstukken, die door de analytische methode niet kunnen worden opgelost; hij moet ze oplossen bij intuitie, en het is een der grootste verdiensten van genieën als Kepler, Newton, Descartes, Huygens, de oplossing er van te hebben voorzien.

Bij het oplossen van deze vraagstukken verleent de natuurkunde in het laboratorium een krachtdadige hulp aan de cosmische natuurkunde; zij tracht de verschijnselen, die de astro-physicus waar-

[p. 262]

neemt in de ruimte, na te bootsen langs synthetischen weg, uitgaande van eenvoudige verschijnselen, die zijn onderzoekingen in het laboratorium hem hebben leeren kennen; en hij slaagt er aldus in hun verklaring te vinden. Dit is de weg, die door de proefondervindelijke astro-physica wordt gevolgd. De physica van het laboratorium is onmisbaar voor de ontwikkeling van de astro-physica; maar omgekeerd heeft de astro-physica machtig bijgedragen tot de vorderingen van de physica in het laboratorium: het is in de astro-physica, dat het hoofdstuk van de algemeene aantrekking ontstaan is; het is de astro-physica, die het eerst een antwoord heeft gegeven op de vraag naar het bestaan van een voortplantingssnelheid van het licht; het is nog eens de astro-physica, die het grondbeginsel van de spectraalanalyse geleverd heeft. Tusschen de astro-physica en de physica in het laboratorium is dus een nauwe band geknoopt; de eerste heeft aan de laatste uitstekende diensten bewezen door haar nieuwe onderwerpen tot studie te verschaffen, en daarna is de laatste niet ondankbaar geweest, maar heeft rijkelijk de haar bewezen diensten betaald door de verklaring te geven van verschijnselen, die te ingewikkeld waren om begrepen te worden na eenvoudige waarneming. Het is over den band tusschen de physica in het laboratorium en de astro-physica, dat ik u wenschte te spreken, door vlug eenige der sterkst sprekende voorbeelden te behandelen.

De cosmische natuurkunde dagteekent niet van gisteren; men kan wel zeggen, dat ze even oud is als de uitvinding van den verrekijker. Het is in 1610, dat Galilei, bij het waarnemen van het zonsoppervlak door een kijker, vaststelde, dat dat stralende hemellichaam, het symbool der reinheid, vlekken vertoonde. Deze ontdekking, dat de zonnevlekken aan de zon zelf behoorden en niet te wijten waren aan tusschengelegen lichamen, zooals men tot toen geloofd had, was het uitgangspunt voor de natuurkundige theorieën over de zon.

Maar het is toch slechts na verloop van twee eeuwen, dat dat hoofdstuk van de cosmische natuurkunde zich werkelijk begon te ontwikkelen, dank zij vooral de ontdekking door Wollaston en Fraunhofer van de donkere lijnen in het zonnespectrum, van welke lijnen in 1860 Kirchhoff de verklaring gaf in zijn gedenkwaardige proef van

[p. 263]

de omkeering der spectraallijnen. Om het samenvallen van de D-lijnen van het zonnespectrum met de stralingslijnen van natrium aan te toonen, had Kirchhoff op den weg der zonnestralen vóór hun intrede in den spectroscoop een Bunsen-brander geplaatst, waarin hij keukenzout vervluchtigde; hij zag inderdaad de D-lijnen helder worden; maar toen hij daarna het zonlicht verving door Drummond's kalklicht, waarvan het spectrum geen donkere lijnen vertoont (zooals elk gloeiend vast of vloeibaar lichaam), nam hij in het spectrum van dat licht donkere lijnen waar, overeenstemmende met de natrium-lijnen en gelijk aan de lijnen in het spectrum der zon. Deze proef van Kirchhoff is nadien herhaald onder zeer verschillende omstandigheden, en men heeft ook de omkeering van talrijke andere stralingslijnen verkregen.

Het belang van Kirchhoff's ontdekking voor onze voorstellingen omtrent de physische gesteldheid der zon valt terstond in het oog; de ontdekking voerde tot de eerste werkelijk wetenschappelijke theorie, die van Kirchhoff zelf, later opnieuw opgevat door Zöllner, volgens wien de zon zou bestaan uit een gloeiende vaste of vloeibare kern, de photospheer, omgeven door een dampkring van metaaldampen. Behalve de temperatuur en de natuur van de gassen die den dampkring vormen, zou de zon aldus een samenstelling hebben, overeenkomende met die onzer planeet. Dat begrip heeft zich in later tijden veel gewijzigd: tegenwoordig neemt men niet meer het bestaan van een vaste of vloeibare zonnekern aan; de photospheer zou zelf gasvormig zijn, en vaste en vloeibare materie zou er in zwevenden toestand verkeeren, gelijk wolken; en de Fraunhofer'sche lijnen zouden ontstaan in een dampkringlaag, slechts eenige honderden kilometers dik, die onmiddellijk aan de photospheer grenst en die men de omkeerende laag noemt.

In denzelfden tijd dat Galilei de zonnevlekken waarnam, in 1619, dacht Kepler na over de verklaring van een feit, dat reeds de eerste sterrekundigen had beziggehouden, het feit namelijk dat de staart der kometen altijd van de zon is afgekeerd. Kepler schreef die richting van den kometenstaart op rekening van een afstootende kracht, door het zonlicht uitgeoefend; hij stelde zich het uitstralen van licht voor als het met groote snelheid uitzenden van onnoemelijk veel zeer

[p. 264]

kleine deeltjes door het lichtgevend lichaam; als gevolg van hun botsingen tegen de verlichte voorwerpen, zouden deze deeltjes trachten de voorwerpen van de lichtbron te verwijderen.

Na Kepler werd deze verklaring verwaarloosd, en zelfs Newton, de voornaamste verdediger van de emissie-theorie, aanvaardde de Kepler'sche verklaring niet en verkoos een andere, tegenwoordig als onaannemelijk bevonden, die gegrond was op de wetten van de hydrostatica: hij vergeleek den staart der kometen met een rookkolom, die zich in de lucht verheft. Toch scheen het bestaan van een druk van het licht zoo'n natuurlijk gevolg te zijn van de emissie-theorie, dat reeds in de 18^e eeuw de natuurkundigen De Mairan en Du Fay getracht hebben zich door proeven van het bestaan van dien druk te overtuigen; hun pogingen mislukten en Bennet, die niet gelukkiger was, begon zelfs om die reden te twijfelen aan de emissie-theorie, waar hij het begrip van een golfbeweging voor in de plaats wilde stellen, daar hij zoodoende meende te ontsnappen aan de noodzakelijkeid van een druk. Maar de mathematicus Euler begreep reeds in dien tijd, dat ook bij de voortplanting van longitudinale golven een voorwerp, dat door die golven getroffen wordt, een druk moet ondervinden; en toch is het slechts veel later, tegen het eind der vorige eeuw, dat een Italiaansch natuurkundige, Bartoli, een geheel algemeen bewijs gaf voor het bestaan van een stralings-druk, afgeleid uit thermodynamische beschouwingen; en ongeveer terzelfdertijd kwam Maxwell bij de ontwikkeling van zijn electro-magnetische lichttheorie tot dezelfde slotsom.

Intusschen hadden de natuurkundigen van de 19^e eeuw, van Fresnel af tot Crookes toe, vergeefs getracht proefondervindelijk dien druk vast te stellen, en het is slechts in 1900 dat de Russische natuurkundige Lebedew, door gebruik te maken van een uiterst gevoeligen radiometer, den druk voor den eersten keer met zekerheid waarnam, en na meting een waarde vond, die volmaakt overeenstemde met die, door de theorie voorspeld. Die druk is zeer zwak: aan de oppervlakte der aarde bereikt de druk der zonnestralen slechts 2/3 milligram per M² voor een zwart oppervlak.

Dit proefondervindelijk gegeven liet den astro-physici toe het denkbeeld van Kepler weer op te vatten, dat ontwikkeld werd door

[p. 265]

Arrhenius en Schwarzschild; hun theorie over de vorming van den kometenstaart wordt tegenwoordig algemeen aangenomen. De druk van het licht kan overigens de verklaring geven van nog andere verschijnselen, en volgens de voorstellingen van Arrhenius, zou hij een rol spelen bij de vorming van de corona, die dan bestaan zou uit cosmische stofdeeltjes in evenwicht door de twee tegengestelde krachten van de aantrekking der zon en den druk van het licht.

Aan Nichols en Hull, twee natuurkundigen, die zich eveneens beziggehouden hebben met het meten van den lichtdruk, dankt men een proef, die in zeker opzicht een poging is om den kometenstaart in het laboratorium weer te geven. Een zandlooper, die luchtledig gemaakt was, bevatte een mengsel van amaril-poeder en lycoperdon-sporen; op deze kleine uitstroomende deeltjes wierpen de proefnemers een krachtigen stralenbundel; zij zagen toen, dat de lycoperdon-sporen zich afscheidden van het poeder, als weggeblazen door een windvlaag. De beteekenis van dit verschijnsel is evenwel betwistbaar; men behoeft er niet noodzakelijk een uitwerking van den lichtdruk in te zien, want de kinetische gastheorie alleen is voldoende om het verschijnsel te verklaren.

Een nieuw hoofdstuk van de cosmische natuurkunde werd in 1676 geopend door het meten van de voortplantingssnelheid van het licht door den Deenschen sterrekundige Römer.

Reeds Galilei had een vruchtelooze poging gedaan om de snelheid van het licht te bepalen door een methode gelijk aan die, welke men gebruikt om de snelheid van het geluid in de lucht te meten. Maar, in aanmerking genomen de verbazende snelheid der voortplanting, 300.000 K.M. per seconde, kon deze methode tot geen uitkomst leiden, en het was wel aan de sterrekundigen, het antwoord te verschaffen op deze belangwekkende vraag.

Uit het feit dat de verduisterde maan waargenomen wordt juist aan de tegenovergestelde zijde der zon, maakte Descartes op, dat het licht géén tijd noodig heeft om zich voort te planten; maar aan deze waarneming kan men gebrek aan nauwkeurigheid verwijten. Römer, die de verduistering der manen van Jupiter waarnam, stelde een opvallende onregelmatigheid vast voor de oogenblikken der verduistering.

[p. 266]

Hij merkte op, dat als de aarde zich van Jupiter verwijdert, die oogenblikken verlaat worden, terwijl ze vervroegd worden, als de aarde nadert. Hij toonde aan, dat die onregelmatigheid kon verklaard worden door een zeker tijdverloop aan te nemen voor het overbrengen van een licht-signaal, zooals het verduisteren van een maan er een is; uit de grootte der afwijkingen kon hij den tijd afleiden, dien het licht gebruikt om de middellijn van de aardbaan te doorloopen, en daar hij de grootte dier middellijn kende, kon hij daaruit de snelheid van het licht vinden.

In 1728 ontdekte de Engelsche sterrekundige Bradley een tweede methode om die snelheid te bepalen, en wel door het verschijnsel van de aberratie van het licht. Bradley had waargenomen, dat de schijnbare plaats van een ster een weinig verplaatst wordt in de richting van de beweging der aarde, en hij verklaarde dat feit door een samenstelling aan te nemen van de beweging der aarde met een andere beweging, heel veel sneller, en wel de voortplanting van het licht. De quantitatieve studie van het verschijnsel leidde tot een waarde der voortplantingssnelheid, die geheel in overeenstemming was met die van Römer.

Het is slechts na verloop van meer dan een eeuw dat de gewone natuurkunde het vraagstuk weer heeft opgevat, dat door de cosmische natuurkunde was opgelost. In 1849 deed Fizeau de beroemde proef met het getande rad, door Cornu en anderen later herhaald. Omstreeks denzelfden tijd deed Foucault dergelijke bepalingen met een draaienden spiegel, en het is deze zelfde methode, die gebruikt werd bij de uiterst nauwkeurige metingen van Michelson en Newcomb. Deze proeven, in de lucht genomen, leidden practisch tot dezelfde uitkomst als de astronomische metingen; want de graad van nauwkeurigheid van deze laatste liet inderdaad niet toe het verschil waar te nemen tusschen voortplanting in 't luchtledige en in lucht, dat slechts 80 K.M. bedraagt.

Deze natuurkundige bepaling van de snelheid van het licht heeft haar belang voor de hedendaagsche en de toekomstige sterrekunde. In de eerste plaats heeft zij het mogelijk gemaakt, het vraagstuk van Römer om te keeren; en nu, door waarneming van de verduistering van de manen van Jupiter wetende, dat het licht 8 minuten en

[p. 267]

20,8 seconden noodig heeft om van de zon tot ons te komen, kon men den straal van de aardbaan berekenen door een in zeker opzicht physische methode, die, wat nauwkeurigheid betreft, volstrekt niet onderdoet voor de beste astronomische methoden voor de berekening van dezen straal. In de tweede plaats zal de herhaling der snelheidsbepaling in volgende eeuwen, waarschijnlijk gegevens opleveren over de seculaire verandering in den duur van de wenteling der aarde; inderdaad zal een vermindering in den duur van den middelbaren zonnedag, die tot grondslag dient bij het vaststellen van onze tijdseenheid, zich kenbaar maken in den loop der eeuwen door een schijnbare vermindering van de voortplantingssnelheid van het licht.

In 1687 gaf Newton zijn ‘Principia mathematica’ in het licht. Hij stelde in dit werk voor het eerst de grondbeginselen op van de algemeene aantrekking en gaf vorm aan de wetten van de aantrekkingskracht. Zoodra de gedachte bij hem opkwam van een aantrekkende kracht, gehoorzamende aan deze wetten, onderwierp Newton zijn denkbeeld aan de controle, door de versnelling van de maan in haar baan te vergelijken met die van een vallend voorwerp aan de oppervlakte der aarde. Daar de maan gemiddeld ongeveer 60 maal verder van het middelpunt der aarde verwijderd is dan een dergelijk lichaam, zou zij naar de aarde moeten vallen met een 3.600 maal kleinere versnelling, hetgeen juist is, wat de berekening bevestigt. Bovendien bewees Newton, dat de derde wet van Kepler, die leert, dat de tweede machten van de omloopstijden der planeten evenredig zijn aan de derde machten van hun gemiddelde afstanden tot de zon, ook haar verklaring vindt in zijn wet van aantrekking. Eindelijk, niet tevreden met te hebben aangetoond, dat de wetten der planeet-bewegingen in overeenstemming waren met zijn wet, heeft Newton ook nog den aard willen zoeken van de beweging, door een centrale kracht teweeggebracht, omgekeerd evenredig met het vierkant van den afstand tot het aantrekkings-middelpunt, en hij vond dat de baan van die beweging een kegelsnede is, bijvoorbeeld een ellips, met het aantrekkende lichaam als brandpunt. Dit is in overeenstemming met de eerste wet van Kepler.

Het bestaan van een aantrekking tusschen de lichamen van

[p. 268]

welke stof ook en van elke afmeting, aldus aangenomen door Newton, werd ongeveer een eeuw later onderzocht door proefnemingen in het laboratorium. Men kent de klassieke proeven van Cavendish, door middel van de wringings-balans; zij werden door verscheiden andere gevolgd: Cornu en Baille, daarna Boys en Braun gebruikten de methode van Cavendish; Wilsing bediende zich van een verticalen slinger, waarvan hij de zijdelingsche afwijkingen mat; Jolly, König, Richarz, Krigar-Menzel, en eindelijk Poynting, gebruikten een gewone balans, hetgeen reeds door Descartes was voorgesteld. Deze proeven lieten niet alleen toe de wetten van de algemeene aantrekking te toetsen, maar ook de constante van de aantrekking te bepalen, d.w.z. de aantrekkende kracht, die uitgeoefend wordt tusschen twee massa's van een gram, op een afstand van 1 c. M.; die kracht is ontzettend klein; zij bereikt zelfs niet 1 tienmillioenste milligram.

Eenmaal opgelost zijnde in het laboratorium, deed het vraagstuk van de algemeene aantrekking weer dienst bij de astro-physica, die er zich van bediende bij het bepalen der massa's van de hemellichamen: kent men de constante der aantrekking, dan is het immers voldoende de versnelling te meten, die aan het aangetrokken lichaam wordt medegedeeld door het aantrekkende lichaam, om de massa van dit laatste te bepalen. Het is aldus dat de massa der aarde werd afgeleid uit de versnelling der zwaartekracht; de massa van de zon werd afgeleid uit de versnelling van de beweging der planeten in hun banen; die van de planeten uit de bewegingen van hun satellieten, of uit de storingen veroorzaakt door hun aantrekking op een andere planeet of op een komeet.

Het gebied der toepassingen van de wetten van Newton werd uitgestrekt wijd buiten de grenzen van ons planetenstelsel: kent men de grootte der banen van de componenten van een dubbelster en hun omwentelingstijd om hun gemeenschappelijk middelpunt, dan kan men hun massa's berekenen. Deze berekening is zelfs uitgevoerd voor spectroscopische dubbelsterren, d.w.z. dubbelsterren, waarvan de componenten zoo dicht bij elkaar zijn dat de telescoop ze niet scheidt; men herkent ze in den spectroscoop aan het feit, dat periodiek hun spectraallijnen zich in tweeën ontbinden, en zich weer samenvoegen. De periode van deze spectraal-ontbinding licht ons in omtrent de

[p. 269]

omloopsperiode van deze sterren en de grootte van de ontbinding omtrent hun snelheid; deze elementen zijn voldoende om hun massa te berekenen.

De verklaring van de ontbinding der lijnen in het spectrum van dubbelsterren wordt geleverd door het grondbeginsel van Doppler-Fizeau. Doppler verklaarde in 1842 het feit, dat de beweging van een geluidgevend lichaam ten opzichte van den waarnemer de hoogte van den waargenomen toon wijzigt: de hoogte van den toon neemt toe, als de afstand van het geluidgevend lichaam tot den waarnemer vermindert; zij neemt af, als de afstand vermeerdert. Doppler begreep toen ter tijd reeds, dat ook de beweging van een lichtbron schijnbaar den trillingstijd van de uitgezonden lichtstralen moest wijzigen, en hij meende in de kleurveranderingen van de dubbelsterren een bewijs hiervoor te zien.

Het is slechts in 1848, dat door Fizeau de mogelijkheid werd voorzien, om door middel van den spectroscoop de snelheid der sterren te meten, door het waarnemen van de verplaatsingen hunner spectraallijnen, en dat het beginsel van Doppler-Fizeau afdoend werd vastgesteld: als de lichtbron en de waarnemer zich naar elkaar toe bewegen, schijnt de trillingstijd verkleind en verplaatsen de spectraallijnen zich naar het violet; als zij zich van elkaar verwijderen, schijnt de trillingstijd vergroot en verplaatsen de spectraallijnen zich naar het rood. In aanmerking genomen het groote verschil in snelheid tusschen de voortplanting van het licht en de beweging der sterren, kon men verwachten dat de verplaatsingen der spectraallijnen heel gering zouden zijn; maar zij zijn niettemin zeer duidelijk en onze beste spectraalinstrumenten veroorlooven tegenwoordig snelheden van een lichtbron te meten met een nauwkeurigheid van 1 K.M.

Het beginsel van Doppler-Fizeau vond in de sterrekunde veelvuldige toepassingen. In de eerste plaats maakte het waarnemen van het spectrum van de randen der zon het mogelijk, den omwentelingsduur van die ster te bepalen; ook werd dezelfde waarnemingsmethode toegepast om de omloopssnelheden der planeten, hun satellieten en van de ringen van Saturnus te meten; en eindelijk heeft ook de spectraal-waarneming der vaste sterren het mogelijk gemaakt de snelheid van deze sterren in de richting der gezichtslijn te meten, welk vraag-

[p. 270]

stuk de bolvormige astronomie niet kon oplossen. Dank zij het beginsel van Doppler-Fizeau, werd de verklaring heel eenvoudig voor de periodieke ontbinding van de lijnen van sommige sterren: die sterren zijn dubbelstelsels, waarvan het eene deel zich naar ons toe beweegt, terwijl het andere zich verwijdert, zoodat hun spectra zich verplaatsen, het eene in de eene richting, het andere in de tegenovergestelde richting; die spectra vallen samen op de tijdstippen als de twee deelen van het dubbelstelsel op hun maximum- of op hun minimum-afstand van de aarde zijn.

Bielopolsky, van het observatorium van Poulkowo, die in den spectroscoop de beweging van een groot aantal vaste sterren bestudeerde, verzon een methode om in het laboratorium het beginsel van Doppler-Fizeau te toetsen, voor het geval van lichtstralen; zijn methode, die hij in 1900 beschreef, komt in hoofdzaak hierop neer, dat hij licht laat terugkaatsen op een beweegbaren spiegel, op den rand van een rad bevestigd, en die dus snel verplaatst kan worden; het beeld van de lichtbron, in den spiegel waargenomen, verplaatst zich dan met een snelheid, die het dubbele is van de snelheid van den spiegel zelf, en door deze snelle verplaatsing moet het spectrum van het beeld gewijzigd worden. Bielopolsky bediende zich van zonlicht, en zijn proeven hebben aangetoond, dat er zich inderdaad in het spectrum van het teruggekaatste licht een verschuiving voordoet van de lijnen van Fraunhofer en wel in den zin zooals voorspeld was; ook de grootte der verschuiving was in overeenstemming met de voorspellingen.

Ik kom nu bij de breking in den dampkring. In zijn ‘Traité de la lumière’, in 1690 uitgegeven, gaf Huygens voor de eerste maal een logische verklaring van het feit, dat de sterren schijnen op te komen voor ze het inderdaad doen, en te laat schijnen onder te gaan; in dier voege dat men soms gezien heeft, dat de maan verduisterde, vóór nog de zon onder den horizont was. Dit feit schrijft Huygens toe aan een breking van het licht in den aardschen dampkring, of beter gezegd aan een kromming van de lichtstralen, en hij verklaart daaruit, hoe het mogelijk is, dat men soms, op zee zijnde, aardsche voorwerpen ziet, zooals bergen, die onder den horizont verborgen moesten zijn,

[p. 271]

en hoe, als men door een kijker naar een ver verwijderd voorwerp ziet, zooals de spits van een toren, dat voorwerp van hoogte schijnt te veranderen met het uur van den dag.

Huygens heeft het eerst het denkbeeld ontwikkeld van de voortplanting van het licht door golven, bolvormig in een homogene middenstof, maar van ingewikkelder vorm in een middenstof, waar de dichtheid van punt tot punt verandert; en daar hij onderstelde, dat het licht zich des te sneller voortplant, naarmate de middenstof minder dicht is, zou in onzen dampkring het licht zich sneller voortplanten naar boven toe dan in horizontale richting. De zich voortplantende golven zouden dus hun middelpunt steeds hooger hebben, en Huygens moest er uit besluiten, dat een waarnemer, op zekeren afstand geplaatst, een aardsch voorwerp hooger moest zien, dan het in werkelijkheid was. Eveneens moeten volgens hem de lichtgolven, van de zon komende, vrijwel vlak en evenwijdig bij hun intrede in den dampkring, een trapsgewijze buiging ondergaan, en de lichtstralen, loodrecht op de golven, moeten gebogen worden naar de aarde.

Deze kromming der lichtstralen in middenstoffen van ongelijke dichtheid is aangetoond geworden door de laboratorium-proeven van Wollaston en Otto Wiener, die in een vat met evenwijdige wanden twee mengbare vloeistoffen boven elkaar brachten, van zeer verschillende breekbaarheid, zooals zwavelkoolstof en alcohol; na verloop van eenigen tijd vormt zich een diffusielaag, waarin de breekbaarheid van punt tot punt vloeiend verandert; en als men in deze laag een weinig schuin een dunnen lichtbundel werpt, dan neemt men waar, dat die lichtbundel zich zeer duidelijk kromt.

De welbekende verschijnselen van de luchtspiegeling worden ook verklaard door een continue kromming van de lichtstralen in een middenstof van veranderlijke dichtheid, bijv. in de luchtlagen, die sterk verhit worden boven het zand van een woestijn. De Amerikaansche natuurkundige Wood heeft kunstmatig het verschijnsel van de luchtspiegeling weergegeven. Hij bedient zich van een lange plaat van lei, die hij bedekt met een effen laag fijn zand; hij verhit haar van onderen door een reeks gasvlammen. Het verspreide daglicht wordt verkregen door een plaat mat glas, van achteren verlicht door een lamp, en aan het uiteinde van die kunstmatige woestijn plaatst Wood

[p. 272]

de uitgeknipte teekening van een bergketen, en daarvoor eenige figuurtjes, in het zand geplant, die palmboomen of een karavaan voorstellen. Plaatst men het oog aan het andere uiteinde, ongeveer gelijk met de zandlaag, dan ziet men, dat dat gelijkt op een waterspiegel, waarin de bergen en de andere voorwerpen zich schijnen te weerkaatsen.

Brekingsverschijnselen overeenkomend met die, welke zich vertoonen in den aardschen dampkring, moeten zich noodzakelijk ook voordoen op de andere sterren, wier dampkring eveneens een middenstof vormt, waarvan de brekingsaanwijzer verandert met den afstand tot het middelpunt; deze dampkring moet in zeker opzicht als een zwak vergrootglas werken, die de schijnbare middellijn van de ster een weinig vergroot; dat moet in het bijzonder het geval zijn voor de zon, waarvan de photospheer ongetwijfeld afmetingen heeft, die aanzienlijk kleiner zijn dan degene, die wij waarnemen. Een Duitsch astro-physicus, Schmidt, heeft zelfs dat denkbeeld heel ver doorgevoerd, en ontkent beslist het afzonderlijk bestaan van een photospheer en een atmospheer; hij beschouwt de zon als een continue gasmassa, waarin de breekbaarheid van den omtrek naar het midden toe tusschen zeer wijde grenzen verandert, en hij toont aan, dat in een dergelijke gloeiende massa de kromming der stralen zeer goed aanleiding kan geven tot den schijnbaren vorm, die de zon ons vertoont; voor Schmidt is de zon slechts een groote optische illusie.

De breking in den dampkring gaat noodzakelijk samen met een kleurschifting; alleen is het verschil in breekbaarheid van de dampkringen der hemellichamen voor verschillend gekleurde stralen heel klein, en dus de uitwerking der schifting heel weinig duidelijk. Men moet bijvoorbeeld een vrij sterken kijker hebben om de gekleurde randen waar te nemen van een ster aan den horizont, en tot nu toe heeft men nog niet met zekerheid een kleuring aan den rand van de zonneschijf kunnen vaststellen. Maar, zoo al de schifting niet heel duidelijk is in gewone omstandigheden, er zijn buitengewone omstandigheden, waar zij heel duidelijk merkbaar is, namelijk in het geval van anomale dispersie, en het schijnt wel, dat die omstandigheden in de zon zijn verwezenlijkt. Ziehier waarin de anomalie der dispersie bestaat.

[p. 273]

In de meeste lichamen neemt de brekingsaanwijzer toe, naarmate de golflengte kleiner wordt; de stralen met kleine golflengte zijn de meest breekbare; door breking wijkt het violet sterker af dan het rood. Maar er zijn stoffen, die het omgekeerde verschijnsel vertoonen, als men de volgorde beschouwt, waarin zij de kleuren doen afwijken, ten minste in een gedeelte van het spectrum; dergelijke stoffen zijn fuchsine, cyanine, en in het algemeen kleurstoffen; zoo doet een prisma van fuchsine het rood sterker afwijken dan het violet. Het is aan dit verschijnsel dat men den naam van anomale dispersie heeft gegeven. Het wordt bijzonder goed waargenomen door de methode van de gekruiste prisma's; de lichtbundel, die een afwijking heeft ondergaan door een eerste prisma, gaat door een tweede, waarvan de ribbe loodrecht staat op die van het eerste; men krijgt aldus een schuin spectrum, dat in het algemeen doorloopend is. Maar in het geval als een der prisma's gevormd wordt door een stof die anomale dispersie vertoont, dan is het spectrum verwrongen en zelfs in twee of meer deelen gesneden.

De anomale dispersie werd in 1860 door Le Roux in jodiumdamp ondekt. Tien jaar later ontdekte Christiansen haar opnieuw in een oplossing van fuchsine in alcohol, en Kundt, de proeven van Christiansen met een groot aantal stoffen herhalende, toonde het verband aan, dat bestaat tusschen anomale dispersie en absorptie; hij deed opmerken dat het verschijnsel zich altijd vertoont in de buurt van een absorptie-lijn of band: als men het spectrum doorloopt van het rood komende, neemt men waar, dat de brekingsaanwijzer snel aangroeit als men in de buurt van het absorptiegebied komt; aan den anderen kant van dat gebied is de aanwijzer bijzonder klein, soms kleiner dan 1, en stijgt weer vlug tot een hoogere waarde.

Door de methode van de gekruiste prisma's ontdekte Kundt het verschijnsel ook in een gasvlam, met natrium gekleurd. Als hij door de vlam het licht liet gaan, dat van een booglamp komt en uit een prisma met verticale ribbe treedt, en dat op een scherm een horizontaal spectrum werpt in den vorm van een dunnen, gekleurden band, nam hij waar, dat heel dicht bij de omgekeerde natriumlijn het spectrum zich een weinig naar beneden omboog aan den eenen kant, een weinig naar boven aan den anderen kant; bij deze proef werkte de vlam

[p. 274]

zelf als tweede prisma en bewees, door het licht te doen afwijken, dat er snelle toename van den brekingsaanwijzer was aan den eenen kant van de absorptie-lijn, snelle afname aan de andere. Deze proef werd herhaald door Henri Becquerel en door Julius, die het verschijnsel waarnamen in de buurt van elk der beide D-lijnen van het natriumspectrum. Later hebben Lummer en Pringsheim, Ebert, Puccianti het nog bij andere metaaldampen waargenomen.

Het is in 1900, dat de Hollandsche natuurkundige Julius aan de anomale dispersie een rol toekende in zijn theorie der zonneverschijnselen en de stelling verdedigde, dat het licht van de chromospheer niet is licht uitgezonden door dat deel van de atmospheer der zon, maar licht van de photospheer sterk gebogen door de chromospheer, dank zij de anomale dispersie. Het is dat licht, gevormd door stralen in de onmiddellijke nabijheid van de absorptie-lijnen van de chromospheer en dat bijgevolg gelijkt op een uitstraling door emissie, dat volgens Julius, het ‘flash’ spectrum zou opleveren, dat men gedurende een of twee seconden waarneemt, bij het begin en bij het eind van een totale zonsverduistering.

Laat men zich een gasmassa voorstellen boven een gloeiend oppervlak; in die massa zijn er talrijke en zeer sterke verschillen in dichtheid; er moeten zich onregelmatige brekingen voordoen en men begrijpt, dat de sterk afwijkende lichtstralen den waarnemer kunnen bereiken, zelfs als een scherm de gloeiende oppervlakte voor hem bedekt: dat is het bekende verschijnsel van Toepler, dat het mogelijk maakt dichtheidsverschillen vast te stellen in een doorschijnende massa en waarvan partij getrokken werd om geluidsgolven te photographeeren. Voor stralen van gewone breekbaarheid is het verschijnsel weinig sprekend; maar het kan zeer duidelijk worden voor de stralen in de buurt der absorptie-lijnen, die, zooals we zooeven zagen, brekingsaanwijzers hebben, die zeer groot of zeer klein zijn. Men begrijpt dus dat de gasmassa, een selectief absorbeerend vermogen bezittend, aldus lichtgevend kan schijnen tot op een merkbaren afstand van het gloeiende oppervlak; maar het aldus anomaal gebroken licht kan slechts bestaan uit stralen in de nabijheid van de absorptie-strepen. Dit is de verklaring, die Julius van het licht der chromospheer geeft; de lichtende schijn van de chromospheer zou slechts een illusie zijn: de chro-

[p. 275]

mospheer zou niet lichtgevend zijn uit zich zelf, en het ‘flash’ spectrum zou niet het emissie-spectrum zijn van een omkeerende laag, die niet bestaat. De protuberansen zelf zouden slechts dichtheidsongeheden zijn in de wervels van de zonneatmospheer, zichtbaar gemaakt door het verschijnsel van Toepler, en niet gloeiende massa's, weggeslingerd met moeilijk aan te nemen snelheden van 200 à 300 K.M. per seconde.

De verklaring van Julius is aan proefondervindelijke controle onderworpen door Wood, die in zijn laboratorium het ‘flash’ spectrum trachtte na te bootsen. Ziehier de wijze, waarop hij te werk ging. Een marmerplaat werd geplaatst boven een Bunsen-brander, waarin een kroesje met metallisch natrium geplaatst was; er vormde zich zoo onder de plaat een atmospheer van natriumdamp, waarvan de dichtheid stellig snel naar onderen toenam. Heel dicht bij de vlam werd het ondervlak van de plaat schel verlicht door een intensen bundel zonnestralen; deze aldus verlichte oppervlakte straalde verspreid wit licht uit en vervulde de rol van de photospheer der zon. Een rechtziend spectroscoop werd op deze schitterende oppervlakte gericht, bijna evenwijdig er aan, en men nam duidelijk de D-lijnen waar, die omgekeerd waren in het overigens continue spectrum. Verplaatste men daarna den spectroscoop, zoodat men langs het schitterend oppervlak keek, dan verdween het continue spectrum, en in de plaats der twee donkere lijnen zag men twee heldere lijnen komen, die verdwenen, als men het op de plaat vallende zonlicht onderschepte; dat bewees dat deze stralen niet waren uitgezonden door de natriumvlam, maar van het verlichte oppervlak kwamen. Wood heeft op dezelfde wijze het ‘flash’ spectrum van kalium en thallium weergegeven.

Een andere belangwekkende proef, namelijk het kunstmatig weergeven door middel van anomale dispersie van het geheele objectieve verschijnsel eener totale zonsverduistering met de chromospheer en de protuberansen, werd door den Duitschen natuurkundige Pringsheim bedacht. Door middel van een lens werpt hij op een scherm het beeld van een cirkelvormige opening, helder verlicht met wit licht. Dat beeld stelt de photospheer voor. Een kartonnen schijf kan op den weg der stralen geplaatst worden, zoodanig dat zij dat beeld volkomen bedekt; die schijf verbeeldt de maan. Voor de opening plaatst Prings-

[p. 276]

heim nu een natriumvlam en dadelijk ziet men rond het verduisterde beeld van de opening een schoone chromospheer verschijnen, geheel overeenstemmend met wat men ziet tijdens een totale zonsverduistering: niet alleen is er een lichtende stralenkrans rond de schaduw van de schijf, maar eenige sterker sprekende lichtstrepen herinneren aan de protuberansen. Er is slechts dit eene verschil, dat de chromospheer geel is in plaats van roodachtig, zooals de zonnechromospheer, en het spectroscopisch onderzoek bracht aan het licht, dat het licht van deze kunstmatige chromospheer van denzelfden aard was als dat, door de vlam uitgezonden.

Verscheiden andere verschijnselen op de zon, o.a. eigenaardigheden van de Fraunhofer'sche lijnen, vooral in het spectrum der zonnevlekken, zijn door Julius verklaard met anomale dispersie en weergegeven door proeven in het laboratorium. Zelfs het verschijnsel van den ‘groenen straal’ meent Julius met dit principe te kunnen verklaren; dit vrij zeldzame verschijnsel, dat men zelfs in onze streken waarneemt, als de zon opgaat of ondergaat achter een berg of op zee bestaat hierin, dat de eerste stralen der opkomende zon of de laatste der ondergaande zon van een schoone smaragdgroene kleur zijn. Julius beschouwt dien groenen straal als het ‘flash’ spectrum van den aardschen dampkring, ontstaan door de anomale dispersie van de stralen, die in vrij hooge mate geabsorbeerd worden door de zuurstof en de stikstof; de proef zal moeten leeren, of werkelijk het spectrum van den groenen straal overeenkomt met de gecombineerde spectra van die gassen.

In de laatste plaats wilde ik iets zeggen over de magneto-optische verschijnselen in de cosmische natuurkunde. In 1870 had Young, van het Princeton Observatory, een verheldering waargenomen in het midden van eenige bijzonder heldere en breede lijnen van het spectrum der zonnevlekken; die verheldering werd verklaard door de overdekking van een emissie-lijn en een zeer breede absorptie-lijn. Midden in een heldere kern heeft men soms zelfs een nieuw donker centrum opgemerkt, wat deed spreken van een dubbele omkeering van die lijn. Men is het er nu over eens om aan dit verschijnsel een magnetischen oorsprong toe te kennen.

[p. 277]

Het blijkt dat reeds in 1862 Faraday tevergeefs trachtte een invloed waar te nemen van magnetisme op de uitstraling van licht. In 1885 heeft een Belg, Fiévez, gezien, dat de stralings-lijnen van een vlam, die in een sterk magnetisch veld geplaatst was, omgekeerd schenen te worden in het midden; maar dat verschijnsel bleef onopgemerkt, totdat in 1896 de Hollandsche natuurkundige Zeeman, daartoe gebracht door de theoretische beschouwingen van Lorentz, waarnam, dat onder den invloed van een magnetisch veld elke spectraallijn ontbonden wordt in twee of meer andere. Dat is wat men het verschijnsel van Zeeman noemt. Als het uitgezonden licht zich voortplant loodrecht op de krachtlijnen, dan neemt men een ontbinding in een triplet waar, waarvan de middelste componente dezelfde plaats inneemt als de oorspronkelijke lijn; overigens zijn de drie componenten rechtlijnig gepolariseerd, de middelste rechthoekig op de beide andere. In een richting evenwijdig aan de krachtlijnen wordt de lijn ontbonden in een doublet, waarvan de componenten, aan weerszijden van de plaats der oorspronkelijke lijn gelegen, cirkelvormig gepolariseerd zijn, de eene naar links, de andere naar rechts. De oogenschijnlijke omkeering, door Fiévez waargenomen, was klaarblijkelijk niet anders dan het begin van de ontbinding.

Zoo doet het verschijnsel zich voor in den eenvoudigsten vorm; maar de nauwgezette studie er van, ondernomen door verscheiden geleerden, Cornu, Becquerel, Cotton, heeft geleerd dat de ontbinding veel ingewikkelder kan zijn, dat er namelijk wel 4, 6, 7, 9 en meer componenten kunnen zijn; men heeft er tot 17 geteld.

Met het eigenlijk gezegde Zeeman-verschijnsel, de magnetische wijziging van het emissie-spectrum, hangt een omgekeerd verschijnsel samen, de magnetische wijziging van het absorptie-spectrum. Als men wit licht door een absorbeerende vlam laat gaan, zoodat men de omkeering der spectraallijnen verkrijgt, dan neemt men waar, dat het magnetisch veld aan de omgekeerde lijnen dezelfde wijzigingen doet ondergaan als aan de rechtstreeksche lijnen, niet alleen wat betreft het aantal der componenten, maar ook wat betreft hun polarisatie-toestand. Dit omgekeerde verschijnsel, eveneens het eerst door Zeeman waargenomen, werd grondig bestudeerd door Cotton, König en Righi.

Als men, in plaats van de waarneming te doen in richtingen

[p. 278]

loodrecht op of evenwijdig aan de krachtlijnen, in schuine richting waarneemt, ziet men tusschengelegen verschijnselen; de ontbinding geschiedt nog het eenvoudigst in tripletten, maar nu zijn de buitenste componenten elliptisch gepolariseerd.

Deze ontbindings-verschijnselen van spectraallijnen zijn op zeer duidelijke wijze waargenomen in het zonnespectrum, vooral in de buurt der vlekken, aldus het bestaan bewijzende van sterke magnetische velden in die reusachtige wervels op de oppervlakte der zon. Het is in 1908 dat Hale, van Mount-Wilson Observatory, monochromatische beelden van de zon verkreeg, waarop het wervel-karakter der zonnevlekken heel duidelijk uitkwam: in aanmerking nemend dat gloeiende gassen geïoniseerd zijn, d.w.z. vrije ladingen bevatten, en dat de ionen, in een snel ronddraaiende beweging meegesleept, een electrischen stroom opleveren, die een magnetisch veld vormt gelijk aan dat, wat in de buurt van een magneetpool bestaat, voorzag Hale, dat het Zeeman-verschijnsel ook in de zonnevlekken moest voorkomen. En inderdaad vond hij de kenmerken van dit verschijnsel in de lijnen van het spectrum der vlekken terug.

Bij het waarnemen van lijnen die van vlekken kwamen in de buurt van het midden der zonneschijf, nam Hale een ontbinding in doubletten waar met duidelijke sporen van cirkelvormige polarisatie; dit lijkt dus op het longitudinale Zeeman-effect, d.w.z. waargenomen in de richting van de krachtlijnen; en juist in dit geval nam Halle waar bijna in de richting van de as der wervels, dus in de richting der krachtlijnen. En als de vlek zich in de buurt van den rand bevond, kon Hale verwachten het transversale Zeeman-effect te zien, daar hij dan keek in een richting loodrecht op de krachtlijnen; dat was werkelijk het geval: de lijnen werden ontbonden in tripletten, en de polarisatie der componenten was rechtlijnig. Een belangrijke toetsing was overigens dit, dat de centrale wervels, die in tegengestelden zin draaiden, verschijnselen met tegengestelde polarisatie opwekten. En eindelijk heeft Hale voor de vlekken, die halfweg tusschen het centrum en den rand gelegen zijn, waargenomen, dat de lijnen, nog in tripletten ontbonden, hun buitenste componenten elliptisch gepolariseerd hadden.

Men heeft aan Mitchell, van het Princeton Observatory, teekeningen te danken, die verschillende vormen van spectraallijnen van

[p. 279]

zonnevlekken weergeven; die vormen heeft men kunnen nabootsen in het laboratorium van Zeeman, hetgeen de waarschijnlijkheid van den magnetischen oorsprong van die vormen vergroot.

De quantitatieve studie, in het laboratorium verricht, van de betrekking die bestaat tusschen de grootte der ontbindingen en de sterkte der magnetische velden, heeft ons eenige inlichtingen verschaft omtrent de sterkte der velden aan de oppervlakte der zon; Hale heeft aldus vastgesteld, dat er zich velden van 3 à 4000 gauss bevonden, d.w.z. velden, die ongeveer 10.000 maal sterker zijn dan het aardsche magnetische veld. Aan den anderen kant heeft de studie van de elliptische polarisatie van de ontbonden lijnen in het zonnespectrum de richting doen kennen van het magnetisch veld op verscheiden punten der zon, hetgeen het mogelijk heeft gemaakt magnetische zonnekaarten te teekenen.

Ik moet hier eindigen, lang vóór mijn onderwerp te hebben uitgeput, dat te uitgebreid is om grondig in een lezing te worden behandeld, en zonder dat ik den tijd heb gehad om te spreken noch van de onderzoekingen over de uitstraling der zon, die gevoerd hebben tot een schatting van de temperatuur der sterren, noch over de merkwaardige proeven van Birkeland over de kunstmatige nabootsing van het poollicht. Ik hoop nochtans, dat de enkele voorbeelden, die ik gaf, voldoende waren om te bewijzen dat de laboratorium-natuurkunde en de cosmische natuurkunde wederzijds elkaar hebben voortgeholpen, en dat, als de natuurkundige de sterrekunde noodig heeft, omgekeerd de sterrekundige niet buiten de natuurkunde kan. Dat heeft men in bijna alle landen begrepen; bijna overal treft men gewaardeerde astro-physici aan: Deslandres in Frankrijk, Schuster in Engeland, Scheiner in Duitschland, Julius in Holland, Bielopolsky in Rusland, Arrhenius in Zweden. Birkeland in Noorwegen, Hale in Amerika. België heeft ongelukkig geen een naam om daarnaast te zetten: de astro-physica wordt bij ons niet beoefend. In ons land wordt haar bestaan niet officieel erkend; onze wet op het hooger onderwijs negeert haar; onze universiteiten onderwijzen haar niet; en in het doctoraat in de sterrekunde, waar de astro-physica toch een der voornaamste vakken moest zijn, is er zelfs geen een college, waar het

[p. 280]

onderwijs in dat vak ondergebracht zou kunnen worden. Beschouw het programma van dit doctoraat: in het eerste jaar onderwijst men er de bolvormige sterrekunde en de elementen der wiskundige sterrekunde; en in het tweede jaar wordt dieper ingegaan in de wiskundige sterrekunde en astro-mechanica. Van colleges over natuurkundige onderwerpen, geen spoor; een uitsluitend wiskundig programma. De physische sterrekunde, waar de astro-physica uit den aard der zaak tot haar recht zou komen, wordt niet grondiger behandeld; zij bekleedt slechts een plaats op het programma voor de candidatuur, waar natuurlijk de kennis der natuurkunde nog te elementair is. Het kan zich dus voordoen, dat een jong sterrekundige, uit een onzer universiteiten komend, op een breukdeel van een seconde na het oogenblik kan berekenen, waarop een zonsverduistering begint, maar niet weet waarom de hemel blauw ziet.

Laat ons hopen dat de wetgever, als hij de herziening ter hand neemt van onze wet op het hooger onderwijs, niet zal vergeten in het programma van het doctoraat in de sterrekunde, naast de astro-mechanica, een plaats toe te kennen aan de astro-physica.

J.E. Verschaffelt.