De Vlaamsche School. Jaargang 22

[p. 160]

Eclipsen.

Eclips is de tijdelijke verduistering van een hemellichaam. Die verduistering heeft plaats als eenig lichaam tusschen onze aarde en een hemellichaam treedt en dit laatste aldus aan ons oog onttrekt, en ook als een hemellichaam, dat door ontleend of weergekaalst licht schittert, van dat licht beroofd wordt door een ander lichaam, dat zich tusschen hetzelve en de lichtbron plaatst, en zijne schaduw er over verspreidt. Tot de eerste soort van verduistering behooren de zoneclipsen en tot de tweede de maaneclipsen.

Vooralsnu zullen wij slechts over de maanverduisteringen handelen, om misschien later, bij gelegenheid, ook een woord over de zonsverduisteringen te zeggen.

Beginnen wij dus met in korte woorden den gang van de maan om de aarde of Tellus uit te leggen.

De aarde b wentelt



om de zon a langs hare baan bghi, en wel in de richting door den pijl aangeduid. Zij is vergezeld, op gansch haren weg, door haren wachter de maan, c, die rond haar draait volgens den kring c d e f en ook in de richting van den pijl. Die omwenteling der maan veroorzaakt dezer schijngestalten, want zij is altijd slechts verlicht langs de naar de zon gekeerde zijde. In c heeft men de nieuwe maan, in d haar eerste kwartier, in e volle maan en, eindelijk, in f haar laatste kwartier. Van c tot e wast de maan, van e tot c neemt zij af.

Bij c staat de maan tusschen de zon en de aarde en kan dus in dien stand, eene zonsverduistering veroorzaken; bij e staat ze langs de zijde waar de schaduw der aarde valt, en er kan dus daar eene maaneclips plaats hebben.

In figuur 1 en 2 veronderstellen wij dat de lezer geplaatst is op de Noord- of bovenvlakte der aardbaan.

Wij noemden daarzooeven



de schaduw der aarde en zullen van de gelegenheid gebruik maken om ze van nabij te leeren kennen.

Werpen wij daarom eenen oogslag op nevenstaande afbeeldsel, a is de zon en b stelt de aarde voor. Deze laatste is, evenals de maan, een van eigen licht beroofd hemellichaam, dat slechts schittert langs de naar de zon gerichte zijde, en donker blijft aan de zijde waar de stralen der zon niet kunnen genaken. Op die wijze wordt de aarde in twee helften verdeeld, eene donkere en eene verlichte, en vermits ze om hare as draait, in de richting van den pijl (fig. 1), komen beurtelings al hare deelen in die twee toestanden, en hebben dus achtervolgens dag en nacht. Langs de nachtzijde der aarde, en dus langs den kant die van de zon is afgewend, valt de schaduw der aarde, van b tot c (fig. 2), eenen kegel vormende die met zijne grondvlakte op de aarde rust, en wiens toppunt c zich tot op eenen afstand van meer dan 3 1/2 maal dien der maan tot de aarde uitstrekt, en door denwelken de maan g dus kan heengaan.

Op den afstand der maan is de middellijn zijner doorsnede bijna 3 maal zoo groot als de breedte der maan, en vervolgens kan deze ook geheel in die schaduw gehuld zijn.

In gansch dien schaduwkegel ziet men de zon in het geheel niet: men noemt hem de kernschaduw. Maar in de ruimte die hem onmiddellijk omringt, zijn plaatsen waar zekere gedeelten der zon zichtbaar zijn en stralen laten vallen, terwijl andere gedeelten der zon er onzichtbaar blijven en er dus geene stralen naar toe zenden; zoo vertoont, bij voorbeeld, de zon zich ringvormig in de verlenging h van de as der kernschaduw, en die ring is des te smaller naarmate het punt h dichter bij het punt c valt. Die plaatsen der ruimte zijn dus minder verlicht dan degene waarin de zon al hare stralen kan uitschieten; zij zijn eenigszins duisterachtig. Het is de half- of de bijschaduw der aarde.

Zij vormt eenen kegel e b d, in omgekeerden stand van den kernschaduwkegel, dien hij geheel omringt. In zijn binnenste neemt de duisternis trapsgewijze toe van af den buitenkant tot aan zijne as.

Op den afstand van de maan g is zijne ringvormige doorsnede, van den buiten- tot den binnenkant des rings, even breed als de maan, en dus kan deze er geheel van omgeven zijn.

Hoe de twee beschreven kegels gevormd zijn, wordt gemakkelijk uit de teekening van fig. 2 verstaan; wij zullen er dan niet verder over uitweiden.

De kegel der kernschaduw, in welken, zooals hooger gezegd is, men de zon niet kan zien, en in welken hare stralen dus niet rechtstreeks kunnen vallen, is nochtans in geheel zijne uitgestrektheid niet van alle licht ontbloot. Door de breking der zonnestralen in onzen dampkring, kunnen eenige er van tot in zijn binnenste dringen, en terzelfder tijd ook de teruggekaatste, rood achtige stralen van het schemerlicht der donkere zijde onzer aarde en derzelver dampkring. Een zwak licht is alzoo in dien kegel verspreid; evenwel niet in al zijne deelen. Volkomen donker, ongenaakbaar voor elke lichtstraal, is het gedeelte er van dat eenen kegel vormt, voor grondvlakte hebbende de aarde b en voor toppunt het punt f, gelegen in de as van den kernschaduwkegel, op eenen afstand van de aarde gelijk aan iets meer dan de 2/3 van den afstand der maan. Die afstand bewijst, dat de maan nooit in dien kegel, zuiverschaduwkegel genoemd, kan treden; en dus is het de kernschaduw alléén die

[p. 161]

de maaneclipsen veroorzaakt, want de halfschaduw verflauwt slechts een weinig het licht der maan.

Nu kunnen wij over de eigenlijke eclipsen der maan iets zeggen en ons gemakkelijk doen begrijpen.

Die eclipsen hebben plaats als de maan in e (fig. 1), of als de aarde tusschen haar en de zon staat, en dus als het volle maan is. Dan kan deze in den kernschaduwkegel der aarde komen, zooals figuur 2 in g aantoont; wij zeggen kan, want bij elke volle maan komt zij er niet in; dit gebeurt maar van tijd tot tijd, omdat hare baan helt op die der aarde, zoodat de twee vlakken, waarin die banen liggen, eenen hoek maken van 5^o8'40.’ Indien die helling niet bestond, dan krege men bij elke volle maan eene maaneclips te zien; maar om die nu te hebben, moet de volle maan op of nabij de punten vallen van een der knoopen van de maanbaan.

Men noemt knoopen of knooppunten, die twee punten der maanbaan, waar de vlakken in welke deze en de aardbaan liggen, elkander snijden.

Elke volle maan moet zich dus in eene der volgende omstandigheden voordoen: zij kan geheel buiten den kernschaduwkegel der aarde blijven en dan heeft er geene verduistering der maan plaats; of zij kan dien schaduwkegel eventjes aanraken en dan bestadigt men eene Appuls, aanraking of schaduwaanraking. Zij kan gedeeltelijk in den kernschaduwkegel treden en dan bestaat er eene gedeeltelijke maaneclips; of zij kan er geheel in gaan en dan ziet men eene volledige of gansche maanverduistering; en deze heet middenpuntige of centrale eclips, als wanneer de volle maan juist in een der knooppunten staat, en de as des schaduwkegels door haar middenpunt loopt zooals [i]n g (fig 2) is afgebeeld.

Eene gedeeltelijke maaneclips moet plaats hebben telkens de volle maan op 7^o47' afstand van een der knooppunten valt, en kan zelfs nog plaats hebben als die afstand 13^o21' bedraaagt. Eene gansche maaneclips moeten wij waarnemen telkens als die afstand hoogstens 3^o30' is en kunnen wij nog waarnemen met eenen afstand van 7^o19'.

Elke maaneclips is zichtbaar, in dezelfde gedaante en op hetzelfde oogenblik, maar niet op hetzelfde uur nochtans, voor heel het maanwaarts gerichte halfrond der aarde en waar ze dus zichtbaar is. Wij zeggen niet op hetzelfde uur, omdat dit verschilt naar evenredigheid van de lengtegraden der aarde; bij voorbeeld: als het te Antwerpen middag is, dan is het later op al de plaatsen ten Oosten van die stad gelegen en vroeger in die welke westwaarts liggen.

De maaneclipsen verschillen van de zoneclipsen hierin, dat, bij de eerste, eene echte verduistering plaats heeft, vermits de verduisterde deelen van alle licht beroofd zijn, met in de schaduw der aarde te komen. Het is ook daarom, dat de maaneclipsen opdezelfde wijze en terzelfder tijd overal zichtbaar zijn op aarde waar de maan zichtbaar is. De zoneclipsen daarentegen hebben slechts hun bestaan te danken aan eene bedekking der zon door de maan, en juist daarom zijn ze niet overal zichtbaar op dezelfde wijze en terzelfder tijd.

De maaneclipsen zijn zeldzamer dan de zoneclipsen, alhoewel deze laatste op eene bepaalde plaats zich minder vertoonen. In sommige jaren had geene enkele maaneclips plaats, als in 1763, 1767, 1788, 1789,.... 1850,... 1875.

Nooit kan eene maaneclips ringvormig zijn; dit wil zeggen nooit kan de schaduw der aarde op het middengedeelte der maan vallen en het verduisteren, er rondom eenen verlichten ring onbedekt latende; want de schaduwkegel der aarde is breeder dan de maan, gelijk hooger gezegd is, en dus moet hij de maan of wel slechts gedeeltelijk of wel gansch verduisteren.

De maaneclipsen en ook die der zon komen in dezelfde orde terug na een tijdverloop van 6585 dagen of 18 jaar en 10 of 11 dagen, en in dit tijdverloop telt men 70 eclipsen, te weten 29 maan- en 41 zoneclipsen.

Dit tijdperk diende eertijds algemeen om de eclipsen op voorhand aan te kondigen; want had men eenmaal al de eclipsen aangeteekend die zich in zulke tijdruimte voordoen, dan kende men die van de volgende gelijke tijdruimte en zoo voorts van al de opvolgende perioden. Op die wijze kreeg men nochtans geen zeer nauwkeurige uitkomsten; want geringe gedeeltelijke verduisteringen uit de eene periode kunnen wegvallen in eene volgende, en omgekeerd kunnen er in latere tijdvakken kleine gedeeltelijke verduisteringen voorkomen die niet hadden bestaan in eene vorige periode. Ook wordt dit middel om eclipsen te voorspellen maar zelden nog aangewend; de wiskunde is het werktuig dat daar nu voor gebezigd wordt en dit is onfeilbaar in kundige handen. Nooit telt men in één jaar meer dan 7 eclipsen en ook nooit minder dan 2, en in dit geval zijn het 2 zoneclipsen. Die eclipsen van elk jaar, vallen op twee tijdstippen des jaars, door 6 maanden van elkander gescheiden, gelijk de eerste de beste almanak het zal aanwijzen; en die beide tijdstippen verplaatssen zich langzaam over gansch het jaar, zoodat zij in 18 1/2 jaren in al de maanden zijn voorgekomen.

De grootte der verduisterde deelen van zon en maan, of de grootte der eclipsen, wordt uitgedrukt in duimen en 60^sten van één duim of minuten. Eén duim is het twaalfde gedeelte van de middellijn van het verduisterd hemellichaam. Men maakt nu ook veel gebruik van de tiendeelige breuken om die grootte uit te drukken, en dan verdeelt men de middellijn in duizend deelen, en men berekent hoeveel van die deelen verduisterd zijn. De grootste maaneclips kan maar 22 duim bedragen, en dan is de maan 10 duim diep in de kernschaduw gedrongen.

Eene gedeeltelijke maaneclips kan hoogstens 2 uren 18 minuten, en eene gansche 4 uren 38 minuten duren.

(Slot volgt.)

J.B. Van Camp.