Logo DBNL
Van Stevin tot Lorentz (1990)

Van Stevin tot Lorentz

(1990)–A.J. Kox–rechtenstatus Auteursrechtelijk beschermd

Portretten van achttien Nederlandse natuurwetenschappers


Vorige Volgende

15 Jacobus C. Kapteyn 1851-1922

E. Dekker

 



illustratie

Wie op een heldere nacht naar de hemel kijkt kan tussen de sterren de smalle zwak-lichtgevende band van de Melkweg zien (fig. 1). Dat licht wordt veroorzaakt door miljoenen zwakke sterren, die te zwak zijn om afzonderlijk te kunnen worden waargenomen met het blote oog. Deze Melkweg vormt een onderdeel van een veel groter geheel, het Melkwegstelsel, dat niet alleen sterren bevat, maar ook andersoortige objecten als sterrenhopen, donkere stofwolken en lichtende gasnevels. Slechts een klein gedeelte van het Melkwegstelsel is direct waarneembaar, namelijk die sterren en gasnevels die dicht bij ons staan en de zeer heldere sterrenhopen verder weg.

Voor de negentiende-eeuwse onderzoekers was het verre van duidelijk, dat deze waargenomen objecten samen één geheel vormen. Bovendien was de aard van een deel van die objecten, de nevels, die als wazige vlekjes aan de hemel werden waargenomen, nog een groot raadsel. Sommige van die ‘nevels’ bleken de concentraties van sterren te zijn, die wij nu bolvormige sterrenhopen noemen, andere daarentegen bleken te bestaan uit gas.

Beide soorten ‘nevels’ behoren tot het Melkwegstelsel en noemt men daarom wel galactische objecten. Er bleek echter nog een derde soort nevel te bestaan (thans de extragalactische nevels genoemd), die zelf reusachtige melkwegstelsels zijn, ver verwijderd van ons eigen Melkwegstelsel en vergelijkbaar in afmeting daarmee. De aard van de ‘nevels’ bleef door zijn ingewikkeldheid lange tijd een mysterie dat tot grote misverstanden leidde.

Deze verwarring escaleerde toen, in april 1920 tijdens de jaarlijkse vergadering van de National Academy of Sciences te Washington een discussie



illustratie
Figuur 1 De Melkweg, in een illustratie van een hemel- en aardglobe.
(Uit: Smith's Illustrated Astronomy, 1854)


werd gevoerd over de schaal van het heelal. Hoewel dit debat destijds nauwelijks enige opschudding veroorzaakte en in feite een zuiver Amerikaanse aangelegenheid was, refereren historici er thans aan als ‘the Great Debate’. Voor de studie van de ‘hoogere streken des hemels’, zoals de Leidse hoogleraar Kaiser in 1844 dat deel van de sterrenkunde aanduidde dat te maken heeft met de ‘vaste sterren’ en de ‘nevels’, betekende dit debat een wezenlijk keerpunt. In een periode van tien jaar volgend op de discussie vond niet alleen de ontdekking van ons Melkwegstelsel plaats, maar kon ook het bestaan van andere melkwegstelsels buiten het onze - island universes, zoals ze ook wel genoemd werden - worden vastgesteld. Tijdens het debat echter waren de meningsverschillen over de schaal van de ‘Melkweg’ en de aard van de ‘nevels’ op hun hoogtepunt.

De belangrijkste oorzaken hiervan zijn terug te voeren op de diverse indirecte methoden die werden gebruikt om afstanden van vaste sterren en ne-



illustratie
Figuur 2 Waarschijnlijke ordening van de vaste sterren en de nevels, volgens Newcomb, Populäre Astronomie


vels te bepalen. Deze benaderingen van dit fundamentele probleem van de sterrenkunde leidden tot grote verschillen in opvatting over de structuur van het heelal.

Twee stromingen overheersten daarbij. In de ene werden de nevels opgevat als galactische objecten - mogelijk zonnestelsels in wording - die samen met de sterren de Melkweg en de bolvormige sterrenhopen, één gigantisch heelal vormen (fig. 2). Dit standpunt werd in het debat door Shapley naar voren gebracht. Zijn tegenstander Curtis verdedigde de andere stroming, die berustte op de reeds in 1775 door Kant gepostuleerde ‘island universes-hypothese’, waarbij de nevels werden verondersteld ver verwijderde sterrenstelsels te zijn, in grootte vergelijkbaar met het stelsel van onze Melkweg.

Deze twee stromingen werden vooral bepaald door de toenmalige opvattingen over het Melkwegsysteem. De twee modellen die daarbij van be-

lang waren, zijn dat van Kapteyn, die de uitgestrektheid van het Melkwegsysteem bepaald dacht door de verdeling van de sterren, en dat van Shapley, die betoogde dat de schaal van de Melkweg (en daarmee ook die van het heelal) wordt bepaald door de uitgestrektheid van het systeem van bolvormige sterrenhopen (fig. 3). Het verschil in opvatting tussen Kapteyn en Shapley weerspiegelt in feite een generatie-conflict van de eerste orde.

In 1920 stond Kapteyn, toen negenenzestig jaar oud, aan het eind van een lange en succesvolle carrière. In zijn model vinden we de weerslag van een halve eeuw lang systematisch onderzoek dat karakteristiek is voor de gehele negentiende eeuw en dat met het ‘Kapteyn universe’ zijn hoogtepunt had bereikt. In het werk van de zoveel jongere Shapley daarentegen zien we het tijdperk van de moderne sterrenkunde reeds aarzelend een aanvang nemen.

De eerste belangrijke doorbraak in de in brede kring heersende controverse over het Melkwegsysteem kwam vijf jaar na het overlijden van Kapteyn. De sleutel hiertoe vormden de door hem zelf reeds in 1904 ontdekte systematische bewegingen van de sterren. Dit verschijnsel, zo toonde Oort, een van de latere leerlingen van Kapteyn, in 1927 aan, kon worden verklaard door de hypothese dat de sterren in de buurt van de zon bewegen onder invloed van het krachtveld van een heel groot systeem, veel groter dan het ‘Kapteyn universe’. Hierdoor won de hypothese van Shapley dat de sterren in de Melkweg deel uitmaken van een systeem waarvan de uitgestrektheid bepaald wordt door het systeem van bolvormige sterrenhopen, aan betekenis. Maar de onzekerheid over de schaal van het Melkwegstelsel bleef bestaan omdat Oort uit zijn dynamische beschouwing een drie maal kleinere waarde voor de uitgestrektheid van zijn systeem had afgeleid dan de door Shapley voor zijn systeem voorgestelde waarde.



illustratie
Figuur 3 Het stelsel van Kapteyn en het systeem van bolvormige sterrenhopen, een diagram van Oort in Kosmos van W. de Sitter


Dit dilemma werd pas opgelost in het begin van de jaren dertig, toen een tweede doorbraak in het Melkwegonderzoek plaatsvond. In 1930 slaagde de Amerikaanse astronoom Trumpler er eindelijk in betrouwbare kwantitatieve gegevens te bepalen over de - reeds lang vermoede - effecten van absorberend materiaal in de Melkweg. Als gevolg daarvan bleek de schaal van Shapley's model te zijn overschat. Het zwaartepunt van het systeem van bolvormige sterrenhopen bleek na correctie voor absorptie samen te vallen met het dynamisch centrum van Oorts grote systeem, het Melkwegstelsel. Zo kwam er ten slotte een einde aan de verwarring die het Melkwegonderzoek had beheerst. En zo was ook duidelijk geworden waarom het ‘Kapteyn universe’, dat wil zeggen de verdeling van de zichtbare sterren alleen, de structuur van het Melkwegstelsel niet bepaalde, zoals vele onderzoekers aan het begin van deze eeuw hadden gehoopt. Het baanbrekend werk dat die onderzoekers hadden verricht was echter onontbeerlijk voor de ontwikkeling van de ideeën over ons Melkwegstelsel. De wijze waarop met name Kapteyn de problemen van de structuur van de ‘vaste sterren’ aanpakte is daarbij van grote invloed geweest.

De Melkweg bestaat uit ontelbare dichtopeengehoopte sterren. Het onderzoek naar de structuur van de Melkweg is daarom in de eerste plaats gericht op de registratie van grote aantallen sterren. Het eerste model van de Melkweg, dat in 1784 werd gepubliceerd door de in Engeland werkzame astronoom William Herschel, berustte op stertellingen (fig. 6). Herschel beperkte zich bij het tellen van sterren tot een aantal ijkvelden, maar zelfs met deze beperking telde hij er wel enige tienduizenden. Vooral door deze schaalvergroting in aantal ten opzichte van de enkele duizenden sterren die op sterkaarten stonden geregistreerd, bleef het werk van Herschel nog lange tijd na zijn dood in 1822 de algemeen geldende opvatting over de Melkweg bepalen.

Wel groeide in de eerste helft van de negentiende eeuw, vooral door toedoen van de astronoom-wiskundige Bessel, het besef van het belang van precisiewaarnemingen. Dit leidde er onder andere toe dat in 1852 onder leiding van de Duitse astronoom Argelander aan de sterrenwacht te Bonn werd begonnen met een grote ‘Durchmusterung’ van de Noordelijke hemel. Hierin werden de posities en helderheid van ongeveer 324 000 sterren vastgelegd. Deze Bonner Durchmusterung, die in 10 jaar tot stand kwam, was de eerste in een reeks van Durchmusterungen die het astronomisch onderzoek in de tweede helft van de negentiende eeuw zou domineren. De mogelijkheden hiertoe werden rond 1870 aanzienlijk uitgebreid door de uitvinding van de broom-zilver gelatineplaat, waardoor de fotografie tot een praktisch hulpmiddel van de sterrenkundige werd.

Zo begon men in 1885 aan de opname van de eerste fotografische Durchmusterung, van de Zuidelijke hemel, aan de sterrenwacht in Kaapstad. Het

gemak waarmee platen kunnen worden opgenomen staat echter in schrille tegenstelling tot de moeite die het kost om ze uit te meten en tot een catalogus te verwerken. En slechts het laatste maakt de gegevens toegankelijk voor astronomisch onderzoek. Deze onderschatting van het astronomische reductiewerk leidde er toe dat op veel sterrenwachten stapels onuitgewerkt materiaal zich ophoopten.

Ook David Gill, Harer Majesteits astronoom aan de Kaap, bleek deze consequenties van de uitvoering van de ‘Cape Photographic Durchmusterung’ (cpd) te hebben onderschat. De gehele onderneming dreigde een mislukking te worden. Op dat kritische moment bood Kapteyn, die in 1878 tot hoogleraar in de sterrenkunde en de theoretische mechanica was benoemd aan de universiteit te Groningen, Gill aan het uitmeten van de platen van de cpd voor zijn rekening te nemen. Hij verwierf zich hiermee de algehele sympathie van de astronomische wereld. Het was ook een uitzonderlijk aanbod. Kapteyn begon zijn werk aan de cpd in 1886. De catalogus die de posities en helderheid bevat van 454 875 sterren, werd gepubliceerd tussen 1892 en 1900. Het bleek een monnikenwerk te zijn geweest, waarover Kapteyn een Gill schreef: ‘Finished! The job has been to me a source of no end of good things, but still it being done at last is one among the best (...), the number of observations we got must be upwards of a million and the truth is that I find my patience nearly exhausted.’1 Voor deze inspanning werd Kapteyn in 1902 een medaille van de Royal Astronomical Society toegekend, de eerste van de vele eerbewijzen die hij zou ontvangen.

Het succes van de fotografie voor de registratie van grote aantallen sterren leidde in 1887 tot de opzet van een internationale onderneming om over de gehele hemel de sterren fotografisch vast te leggen, de ‘Carte du Ciel’. Naar schatting waren hiermee 40 000 000 sterren gemoeid. Weinigen beseften eigenlijk waar aan begonnen werd. Kapteyn realiseerde zich dat echter al te goed: ‘Zal men, als werkelijk ooit de anderhalf millioen sterren van de 11e grootte zijn verkregen, aanvangen met de 12e grootte wier aantal nog 3 maal zo groot is, om daarna zich bezig te houden met de 13e grootte en zoo ad infinitum?’2

De bezorgdheid van Kapteyn berustte niet alleen op de overtuiging dat het werk nooit af zou komen, hij vreesde ook dat de in zijn tijd gegroeide tendens naar zorgvuldig waarnemen zou gaan ontaarden in het louter ‘verzamelen van waarnemingen, geheel in den blinde’.2 En dat kon toch niet het doel van de sterrenkunde zijn. De belangrijkste taak van de astronoom was, zoals hij het uitdrukte met een citaat van Darwin, die hij zeer bewonderde: ‘the grinding of huge masses of facts into law.’2

Zijn zorg werd des te dringender naarmate de successen van de spectroscopie tegen het einde van de negentiende eeuw in de sterrenkunde voelbaar begonnen te worden. Sterren kunnen op grond van hun spectra ingedeeld

worden in verschillende typen. Uit de spectraallijnen kunnen bovendien snelheden worden afgeleid, met behulp van het in 1841 voorspelde Doppler-effect. Beide soorten gegevens zijn voor het onderzoek van de Melkweg minstens zo belangrijk als de helderheden en de posities van de sterren. Uitbreiding van de Carte du Ciel met spectroscopische gegevens, zo daar al toe besloten werd, zou echter zeker nooit gereed komen.

Het onderzoek van Kapteyn werd bij voortduring belemmerd door gebrek aan voldoende gedetailleerde en vooral ook complete gegevens. Hij besefte dat alleen door internationale coördinatie en samenwerking die gegevens binnen een redelijke tijd verkregen konden worden. Vandaar dat hij in overleg met een aantal grote sterren wachten in 1906 een voorstel publiceerde om alle mogelijke sterwaarnemingen, dus van posities, helderheid, afstand, eigen beweging, spectrum en snelheid, te beperken tot die sterren, welke zich binnen een overzichtelijk aantal, homogeen aan de hemel verspreide gebiedjes bevinden. Dit ‘Plan of Selected Areas’ beperkte het aantal sterren tot slechts 200 000. Over de gehele wereld verklaarden astronomen zich bereid tot medewerking, en in 1920, twee jaar voor zijn dood, kon Kapteyn uit de eerste voorlopige resultaten van dit plan zijn beroemd geworden model van de Melkweg afleiden.

De carrière van Kapteyn werd voor een groot deel bepaald door de problemen verbonden aan de registratie en verwerking van grote aantallen waarnemingen: ‘There is a sort of fate which makes me do all my life long just what I want to do least of all. The making of Durchmusterung has no attraction whatever for me, but in what I have tried to do in the direction that has a true attraction for me I have always been hindered by want of suitable material. So if (...) I come to die, I will probably leave behind me more Durchmusterung work and bringing together of material than almost anybody - leaving it to the next generation to do the real work that I hoped and longed to do.’3

De kern van het probleem van de ruimtelijke verdeling van de sterren is de afstandsbepaling. De meest directe methode daarvoor is de meting van de trigonometrische parallax (fig. 4), die berust op de beweging van de aarde rond de zon. Voor ver verwijderde sterren is de schijnbare verplaatsing aan de hemel ten gevolge van deze beweging niet merkbaar. Voor de meest nabije ster bedraagt de waarde van de parallax slechts 1.5 boogseconde. Zulke kleine hoeken kunnen alleen met uiterst nauwkeurige instrumenten worden gemeten. In 1838 slaagde Bessel als eerste er in, met een speciaal voor dit doel door Fraunhofer ontworpen instrument, zo'n parallax te bepalen. Rond 1875, toen Kapteyn zijn loopbaan als astronoom begon, waren de vooruitzichten om aan de hand van gemeten parallaxen de structuur van de Melkweg te onderzoeken nihil. De enkele tientallen sterren waarvoor min of meer nauwkeurige parallaxen waren gemeten vormden een ruw contrast met de



illustratie
Figuur 4 In de winter wordt een dichtbijzijnde ster ten opzichte van de ver weg gelegen sterren waargenomen in positie (a), in de zomer in positie (b). Het hoekverschil tussen deze twee standen levert p, de trigonometrische parallax. Hiermee kan de afstand van een ster direct worden uitgedrukt in de afstand aarde-zon


honderdduizenden waarvoor gegevens omtrent de afstanden nodig waren om zinvolle uitspraken te kunnen doen over de ruimtelijke verdeling.

Tot het midden van de negentiende eeuw gebruikte men ook wel voor de afstandsbepaling de hypothese dat de waargenomen schijnbare helderheid van een ster een maat is voor de afstand. De schijnbare helderheid van een ster (m) wordt bepaald door zijn absolute helderheid (M) en zijn afstand (d). De absolute helderheid is per definitie de helderheid van de ster op een afstand van 10 parsec (1 parsec (pc) = 3.26 lichtjaar). De eenheid van helderheid is zo gedefinieerd dat m = M + 5 log (d/10), waarbij m en M worden uitgedrukt in magnituden en de afstand d in parsecs. Is de afstand van een ster bekend dan kan uit de schijnbare helderheid van een ster zijn absolute helderheid worden bepaald. De hierboven vermelde hypothese berustte op de veronderstelling dat de absolute helderheid voor alle sterren gelijk is. Uit de weinige parallaxmetingen bleek echter dat de absolute helderheid van sterren zeer uiteen kan lopen. Dit werd trouwens bevestigd door de verschillen in helderheid van de sterren in een sterrenhoop, waarvan immers verondersteld mag worden dat ze zich alle op ongeveer dezelfde afstand van de zon

bevinden. De hypothese dat de schijnbare helderheid een maat is voor de afstand, moest dus naar het rijk der fabelen verwezen worden.

Niettemin bleven de schijnbare helderheden te zamen met hun posities aan de hemel de belangrijkste gegevens vormen waarover Kapteyn voor zijn onderzoek naar de structuur van de Melkweg kon beschikken. Onbekend daarbij echter was nu of een ster met een gegeven schijnbare helderheid een lichtzwakke ster is die dichtbij staat dan wel een lichtsterke die ver weg staat. Hoe dan toch de verdeling van sterren in de ruimte af te leiden?

Met de methode die Kapteyn gebruikte om dit probleem op te lossen legde hij de grondslagen van de statistische sterrenkunde. Want, zo stelde hij: ‘Just as the physicist investigating the small world of the molecules of a gas cannot hope to follow any one particular molecule in its motion, but is still enabled to draw important conclusions as soon as he has determined the mean of the velocities of all the molecules and the frequency of determined deviations of the individual velocities from this mean, so in the greater world of the stars our main hope will be in the determination of means and of frequencies.’4

Kapteyn probeerde het probleem van de afstanden te omzeilen door de kans te bepalen dat een ster waarvoor de schijnbare helderheid tussen zekere grenzen ligt, een afstand heeft groter of kleiner dan de gemiddelde afstand van alle sterren in die groep. De details van zo'n waarschijnlijkheidsverdeling over afstanden worden beïnvloed door de dichtheidsverdeling van de sterren én de lichtkrachtwet, die het aantal sterren beschrijft waarvoor de absolute helderheid tussen zekere grenzen ligt. Omgekeerd kan men met behulp van de waarschijnlijkheidsverdeling van de sterren met gegeven schijnbare helderheid over afstanden zowel de lichtkrachtwet als de ruimtelijke verdeling van de sterren afleiden. De bepaling van de waarschijnlijkheidsverdeling kan in principe geschieden aan de hand van een beperkt, doch voldoende groot aantal goed gemeten afstanden. In de praktijk bleek het beschikbare aantal (± vijftig) echter te gering. Daarom gebruikte Kapteyn in zijn modellen een hypothetische waarschijnlijkheidsverdeling, waarvan alleen de gemiddelde waarde en de spreiding (maar niet de vorm) geijkt worden op de waarnemingen. Dit is een niet zonder meer gerechtvaardigde, maar ook heden ten dage zeer gebruikelijke aanpak.

De eerste resultaten die hij met deze methode verkreeg, werden in 1901 gepubliceerd. In de daarop volgende twee decennia waren zijn inspanningen erop gericht om het waarneem materiaal uit te breiden en de resultaten daarmee te verbeteren en te verfijnen. En ten slotte, als de eerste voorlopige resultaten van het Plan of Selected Areas zijn verkregen zegt hij: ‘Now that, after so many years of preparation, our data seem at last to be sufficient for the purpose, we have been unable to restrain our curiosity and have resolved to carry through completely a small part of the work, even though, by doing

so, the rules for strict economy of labor cannot be altogether adhered to.’5 Kapteyn was toen al bijna zeventig jaar oud. Meer dan dertig jaar lang had hij gestreefd naar het moment waarop een redelijk betrouwbaar model kon worden opgezet.

Het model dat hij in 1920 samen met zijn medewerker en latere opvolger Van Rhijn publiceerde, kreeg al gauw de naam ‘Kapteyn universe’ (fig. 5). Dit model is voor Kapteyn zelf het hoogtepunt geweest van al zijn wetenschappelijke onderzoekingen. En hij had een groot vertrouwen in zijn model. Dat vertrouwen was ten eerste gebaseerd op zijn conclusie dat de lichtverzwakking door materie in de ruimte verwaarloosbaar klein was, en ten tweede op de door hem in 1920 afgeleide lichtkrachtwet. Dat resultaat toonde dat de lichtkrachtwet over een schaal van 18 magnituden (dat is een verhouding in lichtkracht van de zwakste tot de sterkste ster van 1: 16 000 000) kan worden beschreven door een verdeling van Gauss: ‘It is difficult to avoid the conclusion that we have here to do with a law of nature, a law which plays a dominant part in the most diverse natural phenomena.’5

Dat deze ‘lichtkrachtwet’ later, naarmate meer gegevens over zwakke en zwakkere sterren beschikbaar kwamen, verre van een verdeling van Gauss bleek te zijn, neemt niet weg dat in 1920 de conclusie onontkoombaar leek dat een natuurwet was ontdekt. Dit opmerkelijke resultaat, dat niet eenvoudig te verklaren is, heeft grote invloed uitgeoefend op het Melkwegmodel dat Kapteyn uiteindelijk afleidde in 1920. Op grond daarvan leek het namelijk gerechtvaardigd de lichtkrachtwet uit te breiden tot helderheden te zwak om te kunnen worden waargenomen én om het universele karakter van de wet te veronderstellen. Met deze twee extrapolaties - in helderheid en in ruimte - was het mogelijk om met behulp van de door de Duitse astronoom Schwartzschild in 1910 afgeleide theoretische modellen, het dichtheidsverloop tot op een afstand van 10 kpc van de zon te voorspellen. Het was deze door extrapolatie afgeleide waarde van 10 kpc die door Curtis als argument in ‘The Great Debate’ werd gebruikt, hoewel het op waarnemingen berustende gedeelte van het ‘Kapteyn universe’ niet verder strekte dan 1 kpc.

Sinds de Copernicaanse revolutie wordt ieder model gewantrouwd waarin wij, aardbewoners, een centrale positie innemen. Dit wantrouwen richt zich ook tegen een model van de Melkweg waarin ons zonnestelsel een cen-

illustratie
Figuur 5 Het ‘Kapteyn universe’


trale positie inneemt ten opzichte van de andere sterren. Het belangrijkste bezwaar tegen het model van Kapteyn was dan ook gericht op het ‘heliocentrisch’ karakter ervan. Dit was een direct gevolg van het feit dat de waargenomen verdeling van sterren over schijnbare helderheden geen significante verschillen vertoonde in diametraal gelegen richtingen. ‘From this we may conclude that, if there is a thinning-out of the stars for increasing distance from the sun, it must be so in whatever direction from the sun we proceed. This would assign to our sun a very exceptional place in the stellar system, viz., the place of maximum density. On the other hand, if we assume that the thinning-out of the stars is simply apparent and due to absorption of light, the apparent thinning-out in any arbitrary direction is perfectly natural.’6

Met andere woorden, de absorptie van licht in de ruimte is hoogst waarschijnlijk de oorzaak van het schijnbaar heliocentrische karakter van de verdeling van sterren in de ruimte, althans zo dacht Kapteyn er in 1909 over.

De lichtverzwakking in de ruimte door donkere wolken is een grote frustratie geweest voor de galactische onderzoeker aan het begin van deze eeuw. Het probleem speelde reeds in het begin van de vorige eeuw, met name met betrekking tot de uitgestrektheid van het heelal. Toen werd verondersteld, in navolging van Herschel, dat de sterren homogeen in de ruimte verdeeld zijn (fig. 6). Deze hypothese leidde in 1823 tot de formulering van de beroemde ‘paradox van Olbers’. In een homogeen-heelal-model neemt het aantal sterren per eenheid van ruimtehoek kwadratisch met de afstand toe en omdat de lichtsterkte kwadratisch met de afstand afneemt, zal bij afwezigheid van absorptie, de helderheid van de hemel groter zijn naarmate het heelal zich verder uitstrekt. In een oneindig homogeen heelal zou de nacht moeten schitteren van licht. De voor een ieder waarneembare nachtelijke duisternis impliceert óf de eindigheid van het heelal dan wel de aanwezigheid van absorberende materie in de ruimte. Natuurlijk gaat deze paradox niet op als de dichtheid met toenemende afstand van de zon afneemt, zoals Kapteyn dat had afgeleid uit de waargenomen verdeling van sterren over helderheden.

Dit resultaat is echter zeer afhankelijk van de veronderstellingen die met betrekking tot de absorptie van licht in de ruimte worden gemaakt. Kapteyn demonstreerde deze afhankelijkheid in 1904 door voor verschillende waarden van een (hypothetische) lichtverzwakking het dichtheidsverloop in de ruimte af te leiden. De waargenomen sterverdeling bleek geenszins in strijd met een min of meer constante dichtheid, als een lichtverzwakking van tenminste 1.6 magnitude per kpc verondersteld werd. Het was dus van het allergrootste belang om de werkelijke grootte van de lichtverzwakking in de ruimte te onderzoeken.

Tussen 1904 en 1915 heeft Kapteyn verschillende pogingen ondernomen



illustratie
Figuur 6 Herschels model van de Melkweg


om dit probleem op te lossen. Zo voorspelde hij de aanwezigheid van interstellaire absorptielijnen waarvan kort daarna bleek dat ze reeds veel eerder gevonden waren. De theorie van spectraallijnen was echter nog niet voldoende ontwikkeld om uit deze lijnen kwantitatieve gegevens over de absorptie af te leiden. Een ander effect van absorptie dat Kapteyn als eerste voorspelde en ook zelf onderzocht was de roodverkleuring (daarbij dacht hij voornamelijk aan oorzaken vergelijkbaar met die welke verantwoordelijk zijn voor de rode verkleuring van de ondergaande zon). In 1909 vond hij hieruit een lichtverzwakking van 0.3 mag./kpc. Deze onderzoekingen overtuigden Kapteyn zo langzamerhand dat het maximum in de dichtheid in de buurt van de zon reëel was. ‘One of the startling consequences is that we

have to admit that out solar system must be in or near the center of the universe or at least to some local center. Twenty years ago this would have made me very sceptical... Now it is not so.’7

En toen Shapley in 1917 op grond van studies aan bolvormige sterrenhopen, dezelfde die hem tot een totaal verschillende opvatting over de Melkweg inspireerden, een lichtverzwakking van slechts 0.1 magnitude per kpc afleidde, was dat voor Kapteyn aanleiding om de hypothese van verwaarloosbare absorptie als definitief te beschouwen. Het overtuigde hem en met hem vele anderen van de juistheid van zijn ‘universe’.

Het zou onjuist zijn te suggereren dat iedereen in 1920 overtuigd was van de verwaarloosbaarheid van absorptie. Curtis, de opponent van Shapley in ‘the Great Debate’ bijvoorbeeld, betoogde dat donkere wolken zich voornamelijk in het vlak van de Melkweg ophoopten, zoals later inderdaad ook werd aangetoond. Dat desondanks de argumenten van Curtis over de schaal van het heelal (die voornamelijk waren gebaseerd op studies van spiraalnevels) leidden tot een ondersteuning van het stelsel van Kapteyn, toont wel aan hoe groot de verwarring was ten tijde van het debat.

De meningsverschillen over de absorptie van licht in de ruimte bleven bestaan totdat in 1930 Trumpler aantoonde dat Kapteyn en Shapley de effecten ervan hadden onderschat. Toen pas werd duidelijk dat de sterren waaraan de Melkweg haar licht ontleent, zich voornamelijk in de directe nabijheid van de zon bevinden en dat het overgrote deel van de sterren in het Melkwegstelsel voor de waarnemer verborgen blijft.

De eerste stap in de afleiding van een dichtheidsmodel voor de Melkweg die Kapteyn ondernam, was de bepaling van de gemiddelde afstand van groepen sterren waarvan de schijnbare helderheid binnen zekere grenzen lag. Daarbij trachtte Kapteyn gebruik te maken van het verschijnsel dat alle sterren, ten gevolge van de beweging van het zonnestelsel door de ruimte, schijnbaar naar één punt aan de hemel, het antapex, bewegen. Deze schijnbare beweging uit zich als een hoekverplaatsing van de sterren aan de hemel die met de tijd toeneemt en groter is naarmate de sterren dichterbij staan. Deze hoekverplaatsing, gemeten over bijvoorbeeld honderd jaar, is veel groter dan de verplaatsing aan de hemel ten gevolge van de jaarlijkse beweging van de aarde om de zon, de parallax. Ze is daarom niet alleen gemakkelijker meetbaar, ze maakt het in principe ook mogelijk om dieper in de ruimte door te dringen. Een probleem hierbij echter is, dat iedere ster naast de hierboven beschreven schijnbare beweging ook nog een eigen peculiaire beweging heeft. En alleen de som van beide bewegingen wordt geprojecteerd aan de hemel waargenomen. Deze waargenomen beweging wordt - vreemd genoeg - de eigenbeweging genoemd. Het gevolg is dat onbekend is of een ster met een gegeven verplaatsing aan de hemel nu een dichtbijzijnde ster is met een kleine dan wel een ver verwijderde ster is met een grote peculiaire beweging.

De in de tweede helft van de negentiende eeuw gangbare methode om de schijnbare van de peculiaire beweging te scheiden berustte op de hypothese dat de peculiaire bewegingen van sterren geen voorkeursrichting hebben. Na middelen van de eigenbewegingen van goed gedefinieerde groepen sterren blijft dan alleen de component van de systematische schijnbare beweging over, dat wil zeggen de weerspiegeling van de zonsbeweging. Deze middelingsprocedure werd dan ook in eerste instantie alleen gebruikt om de richting van de beweging van het zonnestelsel door de ruimte te bepalen.

Kapteyn was de eerste die het belang van eigenbewegingen voor het probleem van de afstandsbepaling inzag. Is namelijk de beweging van het zonnestelsel bekend, dan kan de gemiddelde afstand van een groep van sterren onmiddellijk worden bepaald uit het gemiddelde van hun schijnbare eigenbewegingen. Toen Kapteyn deze methode van afstandsbepaling ontwikkelde was alleen de richting van de beweging van het zonnestelsel, het apex, bekend. De grootte van de snelheid waarmee ons zonnestelsel door de ruimte ploegt, kon pas worden bepaald toen rond 1890 betrouwbare radiële snelheden uit sterspectra konden worden verkregen. En pas daarna kon Kapteyn zijn methode toepassen op de waargenomen eigenbewegingen.

De methode is uiteraard afhankelijk van de veronderstelde zonsbeweging. De opvattingen over de laatste liepen echter nogal uiteen. Figuur 7 laat zien hoe groot de verschillen waren tussen de resultaten die verscheidene onderzoekers met diverse methoden voor het apex hadden verkregen. En die verschillen konden niet verklaard worden door de verschillen in methoden. ‘Every astronomer who has devoted much thought and time to the study of proper motions must be aware of the fact that there remain not inconsiderable anomalies,’4 concludeerde Kapteyn in 1904.

Hij stond toen op het punt een van zijn belangrijkste ontdekkingen wereldkundig te maken, die van de sterstromen. Hiermee bevestigde hij iets wat vele astronomen wel hadden vermoed, maar niet vermochten te bewijzen, namelijk dat peculiaire bewegingen van sterren wel voorkeursrichtingen hebben.

In een zorgvuldige analyse van de eigenbewegingen van 2800 regelmatig aan de hemel verspreide sterren, slaagde Kapteyn erin de effecten van systematische bewegingen van de sterren te scheiden van die ten gevolge van de beweging van het zonnestelsel. Hij concludeerde daarbij dat de sterren bij voorkeur in twee bijna tegengestelde richtingen bewegen. De opwinding over deze ontdekking was groot, de implicaties dat deze twee sterstromen vroeg of laat uit elkaar zouden geraken, overduidelijk. De Melkweg, die tot dan toe tamelijk onveranderlijk had geschenen, ging nu veel onderzoekers inspireren. Met name de Engelse astronoom Eddington herhaalde het onderzoek met ander materiaal en bevestigde Kapteyns conclusies.

De Duitse astronoom Schwartzschild liet zien dat de door Kapteyn ge-



illustratie
Figuur 7 Een diagram van de uiteenlopende resultaten van de bepalingen van het apex (+ tekens), uit: Der Bau der Fixsternsystems, 1906. Het ▲ teken geeft de thans algemeen aanvaarde positie van het apex


vonden effecten ook konden worden geïnterpreteerd als ‘éénstroom’-theorie met een anisotrope spreiding van de snelheden. Aan geen van de beide verklaringen kon de voorkeur worden gegeven, totdat in 1926 de Zweedse astronoom Lindblad een fysisch zinvolle verklaring gaf voor de interpretatie die Schwartzschild voor de effecten had gegeven.

Deze ontdekking van Kapteyn, die in zekere zin als een bijprodukt kan worden beschouwd van zijn studies naar de structuur van de Melkweg, is mede door de latere ontwikkelingen tot een belangrijke mijlpaal in het galactisch onderzoek geworden.

En het was ook door deze ontdekking dat het Melkwegonderzoek eindelijk voldoende aandacht van de astronomen op zich gevestigd kreeg, een luxe die het feitelijk sinds Galilei had moeten ontberen.

Jacobus Cornelius Kapteyn werd op 19 januari 1851 geboren te Barneveld. In de kostschool van zijn vader groeide hij, samen met zijn vele broers en zusters - vijftien in totaal - op als leerling onder de andere kostschoolleerlingen. De kille regels van orde en stiptheid die in het huis gehandhaafd werden met het doel de leerlingen ‘met den goddelijken zegen tot deugdzame en kundige menschen te vormen’,5 schiepen een klimaat waarin Kapteyn, stil en verlegen als hij was, geheel in zich zelf gekeerd opgroeide, zonder vriendjes. De vereenzaming in zijn jeugd werd pas doorbroken toen hij, in navolging van enkele van zijn broers, naar Utrecht trok om er wiskunde en natuurkunde te studeren. In Utrecht ook ontmoette hij zijn toekomstige vrouw Elise Kalshoven. Op 24 januari 1875 promoveerde Kapteyn te Utrecht op het proefschrift Onderzoek der trillende platte vliezen. De familietraditie wilde dat Kapteyn nu zelf het leraarschap zou aanvaarden. Hij voelde daar echter zelf weinig voor, weerstreefde die vaderlijke wens en accepteerde de post van observator aan de Leidse sterrenwacht.

Het werk dat Kapteyn daar verrichtte moet wel indruk hebben gemaakt op de toenmalige hoogleraar-directeur H.G. Van de Sande Bakhuyzen. Binnen twee jaar na zijn aanstelling te leiden volgde namelijk zijn benoeming tot hoogleraar aan de universiteit te Groningen. Deze benoeming, nu ruim honderd jaar geleden, is van grote invloed geweest op de ontwikkeling van de sterrenkunde, niet alleen in Nederland, maar ook daarbuiten. De eerste Groningse jaren waren echter verre van rooskleurig. Al zijn inspanningen om in het noorden van het land een sterrenwacht te bouwen liepen op niets uit. De weerstanden die leefden bij de reeds bestaande sterrenwachten te Leiden en Utrecht tegen de oprichting van een derde, concurrerende instelling waren daarvoor te groot. De gastvrijheid die de Leidse sterenwacht Kapteyn bood om in zijn vakanties de praktische sterrenkunde te beoefenen, werd door hem in dank aanvaard, maar was verre van toereikend voor zijn steeds toenemende ambities om een groot(s) werk te verrichten.

Het was in deze sfeer van frustratie dat Kapteyn aanbood het uitmeten van de platen van de Cape Photographic Durchmusterung voor zijn rekening te nemen, overigens tegen het advies van zijn Leidse collega's in. De beslissing tot samenwerking met Gill is van wezenlijk belang gebleken voor de verdere ontwikkeling van Kapteyn als astronoom. Voor alles plaatste dat werk hem buiten het nationale kader van het astronomische onderzoek in Nederland. En juist hierop is de grote invloed van Kapteyns werk op het sterrenkundig onderzoek in Nederland terug te voeren.

Sinds in de zeventiende eeuw met het werk van Christiaan Huygens een ongekend hoogtepunt was bereikt, had het astronomisch onderzoek in Nederland op Europees niveau nauwelijks enige betekenis meer gekend. Een dieptepunt ontstond in de periode van 1820 tot 1830 toen, tevergeefs, veel geld werd geïnvesteerd om in Nederland een grote telescoop te plaatsen. De

toestand werd aanzienlijk verbeterd door inspanningen van Kaiser te Leiden en wat later Oudemans te Utrecht, maar tot een doorbraak kwam het niet, al waren er in 1875 wel veel betere instrumenten beschikbaar.

Pas toen Kapteyn, door zijn werk aan de cpd, zijn eigen wetenschappelijke isolatie doorbrak werd ook de isolatie van het astronomisch onderzoek in Nederland doorbroken. Kapteyn kwam daardoor al vroeg in zijn loopbaan in contact met invloedrijke buitenlandse astronomen, onder andere in Engeland en vooral ook in de Verenigde Staten. Deze contacten hebben er in belangrijke mate toe bijgedragen dat hij na voltooiing van de cpd niet langer de bouw van een sterrenwacht in Groningen als zijn voornaamste doel stelde.

Mede onder de druk van de grote reductieproblemen, waarmee veel sterrenwachten kampten, zag hij daarna zijn taak voornamelijk als ‘the grinding of the huge masses of facts into law’.2 En dat deed hij zeer systematisch en met grote volharding.

Met zijn eerste grote succes, de ontdekking van de sterstromen, in 1904, verwierf hij zich een reputatie die na Christiaan Huygens geen enkel ander Nederlands astronoom ten deel was gevallen. ‘There is a region between purely observational and purely theoretical astronomy in which Kapteyn was unrivalled,’8 zo schetste de Engelse astronoom Eddington het belangrijkste kenmerk van het astronomische werk van Kapteyn.

Vanaf 1909 was hij ieder jaar enkele maanden te gast op het Mt. Wilson Observatorium. Door dit regelmatig verblijf op een van de best uitgeruste sterrenwachten ter wereld bleef hij goed op de hoogte van de recente ontwikkelingen in de sterrenkunde. Als adviseur van die sterrenwacht hielp hij mee het waarneemprogramma ervan te bepalen. Het is opvallend hoeveel meer dan in Nederland Kapteyn zich op zijn gemak voelde in de Verenigde Staten. Ongetwijfeld hangt dit samen met de omstandigheid dat de astronomie in dat land in het begin van deze eeuw zich zo sterk ontwikkelde (trouwens niet alleen de sterrenkunde) en dat de sterrenwachten daar als het ware als paddestoelen uit de grond rezen. Maar het was vooral ook de openhartigheid van de Amerikanen, die grote indruk op hem maakte en zijn sympathie had.

Aan de internationale samenwerking, zo karakteristiek voor de loopbaan van Kapteyn, heeft hij ook in zijn persoonlijk leven, grote betekenis gehecht. Het is waarschijnlijk daarom dat Kapteyn de schok, ontstaan door de verdeeldheid van de wetenschappelijke wereld, teweeggebracht door de Eerste Wereldoorlog, nimmer te boven is gekomen. Die verdeeldheid ontstond in eerste instantie door de publikatie van een onbezonnen en patriottisch gekleurd manifest van drieënnegentig Duitse geleerden waarin de schending van de Belgische neutraliteit en andere overduidelijke volkenrechtelijke overtredingen ten stelligste werden ontkend. Slechts weinig geleerden van

naam, waaronder Hilbert en Einstein, distantieerden zich van dit manifest.

Dat politiek en wetenschap niet te scheiden waren, was reeds duidelijk geworden toen steeds meer onderzoekers zich in de oorlogsjaren gingen bezig houden met militair onderzoek, vooral in de Verenigde Staten. Kapteyn echter geloofde heilig in de wetenschap als in iets dat boven partijen stond. En dus ook de wetenschappelijke onderzoeker. ‘If the men of science give an example of hate and narrowmindedness, who is going to lead the way?’3 schreef hij in 1917 aan zijn vriend Eddington. Hij heeft zich daarom na de oorlog ingespannen om de kloof door die oorlog ontstaan, te helpen overbruggen. Zo verzette hij zich (zonder succes overigens) tegen de toetreding van de Koninklijke Nederlandse Akademie van Wetenschappen tot de Interallied Association of Academies. Deze organisatie was door zijn oude vriend en collega, de Amerikaan Hale, opgericht en de statuten ervan sloten deelname door Duitsland uit. En daarmee ook deelname door Duitsland aan internationale wetenschappelijke symposia. Zozeer escaleerde de situatie, dat in 1925 Duitse geleerden van naam als Pauli, Heisenberg, Sommerfeld en Einstein niet werden toegelaten tot internationale congressen.

Meer dan veertig jaar is Kapteyn hoogleraar geweest te Groningen. Zowel uit Utrecht als uit Leiden werden hem hoogleraarschappen aangeboden. Maar hij bleef in Groningen, waar hij ten koste van zoveel moeite, maar op den duur toch ook met zoveel tevredenheid, een nieuw soort sterrenkundig instituut had weten op te bouwen: geen sterrenwacht in de eigenlijke zin des woords, maar meer gelijkend op een laboratorium. En zo zou het later ook genoemd worden: ‘Sterrenkundig Laboratorium Kapteyn’.

Zijn onderzoekingen naar de structuur van de Melkweg trokken vooral de aandacht van de Leidse sterrenwacht. Twee van zijn leerlingen, De Sitter en Oort, zijn daar hoogleraar geworden. Vooral door toedoen van de laatste kreeg ook het Leidse onderzoek naar die structuur internationale betekenis. En daarmee werd het voetspoor van Kapteyn tot een wegwijzer in het Nederlandse astronomische onderzoek.


Vorige Volgende

Over dit hoofdstuk/artikel

auteurs