Logo DBNL
Kosmos (1934)

Kosmos

(1934)–W. de Sitter–rechtenstatus Auteursrecht onbekend

Vorige Volgende

V Photographie en spectroscopie. De groote telescopen. Het melkwegstelsel en de extra-galactische stelsels.

Het essentieele verschil tusschen het werk van Kapteyn en dat van Herschel van meer dan een eeuw geleden is het gevolg van de ontzaglijke toename van de waarnemingsgegevens in die tusschentijd.

Ook Kapteyn's eigen werk en de groote invloed van zijn methode op de ontwikkeling van de wetenschap hebben er veel toe bijgedragen, dat de nadruk sterk op één van de dingen, die karakteristiek voor de moderne sterrekunde zijn, gelegd werd, nl. het verzamelen van gegevens over steeds zwakkere sterren, en in het bijzonder het ontwikkelen van methoden om de afstanden van zwakke en verweggelegen objecten te bepalen. Wij zullen op dit punt later terugkomen.

In het laatste derde gedeelte van de negentiende eeuw waren twee nieuwe waarnemingsmethoden ontwikkeld, die deze groote vermeerdering der gegevens mogelijk hebben gemaakt, nl. de photographie en de spectroscopie.

De photographie heeft niet alleen de productiviteit van de waarnemer met een aanzienlijke factor vermenigvuldigd, maar zij heeft ook de waarneming minder persoonlijk gemaakt. Het resultaat is op de photographische plaat vastgelegd, en het is altijd mogelijk daartoe terug te keeren en de conclusies die men eruit getrokken heeft te verifieeren of te verbeteren.

Het is niet noodig in details te treden, maar het is een feit dat wij ons heden ten dage de sterrekunde moeilijk kunnen voorstellen zonder de photographie. Ik behoef in uw geest niet alle belangrijke ontdekkingen, die met haar hulp gedaan zijn, terug te roepen. En niet alleen hebben deze ontdekkingen het veld dat de astronomie bestrijkt belangrijk uitgebreid, ook de oude, fundamenteele sterrekunde heeft grootelijks van de opmerkelijke eigenschappen van de photographische plaat geprofiteerd. Photographische methoden zijn speciaal geschikt voor het

meten van eigenbewegingen en parallaxen; men bereikt een grootere nauwkeurigheid in minder tijd dan met de oude methoden. Ook voor de plaatsbepaling begint de photographie tegenwoordig tot resultaten te leiden.

De tweede nieuwe methode is de spectroscopie; deze heeft een geheel nieuwe wereld ontsloten, en dingen mogelijk gemaakt waarvan een halve of tweederde eeuw geleden nog niemand kon droomen. Nadat de oorsprong van de spectraallijnen door Kirchhoff was ontdekt, stond het onderzoek naar de chemische samenstelling van de steratmosfeeren de ‘chemie der sterren’ wel in het brandpunt der belangstelling. Dadelijk werd ontdekt dat het mogelijk was de sterren volgens hun spectra in een continue reeks van typen te rangschikken, en wel zoo nauwkeurig dat men tegenwoordig zelfs decimalen van een spectraaltype gebruikt. Natuurlijk nam men al gauw aan, dat deze rangschikking een rangschikking in evolutie was. Zelfs onafhankelijk hiervan, en indien men deze simplistische opvatting heeft moeten opgeven of aanzienlijk wijzigen, het feit, dat deze rangschikking in een continue reeks mogelijk is, blijft een van de belang-

rijkste gegevens bij de studie van het heelal.

We hebben reeds gesproken over de ontdekkingen van Kapteyn, die als pionier op dit gebied de eerste was, die statistische relaties tusschen het spectraaltype en de eigenbeweging, de absolute grootte, de verdeeling in de ruimte enz. vond.

Uit de sterrespectroscopie is in de laatste vijftien jaar langzamerhand een geheel nieuw soort physica gegroeid. Er bestaat een sterke wisselwerking tusschen astronomie en physica; de astronomie levert de physicus vele omstandigheden van bijzondere aard, die hij in zijn laboratorium niet verwezenlijken kan: ontzaglijke afstanden, lange tijdsduren, groote dichtheden, kleine dichtheden, hooge temperaturen. De physica op haar beurt geeft de astronoom veel waardevolle hulp. De nieuwe wetenschap der astrophysica is iets geheel verschillends geworden van wat men een halve eeuw geleden gewoon was physische sterrekunde te noemen. Het valt buiten het bestek van dit boekje in bijzonderheden over deze tak der wetenschap te treden; toch wil ik niet nalaten op de belangrijke onderzoekingen over de inwendige bouw der sterren van Ed-

dington, Milne, Pannekoek en zoo vele anderen te wijzen. De moderne theorieën over de bouw der sterren en de processen die hun uitstraling gaande houden zijn onverbrekelijk samengeweven met de theorieën over atomaire processen. De moderne physica zou onmogelijk zijn zonder astrophysica. Een typisch voorbeeld van de onderlinge samenhang van deze beide is de titel van het alleraardigste boekje van Sir Arthur Eddington ‘Sterren en atomen’ van 19271), hetgeen teekenend is voor de geesteshouding van de physica en de astrophysica van tegenwoordig.

Met deze ontwikkeling is nauw verbonden de evolutie in het wetenschappelijk denken, die ons meer en meer van Newton's strenge standpunt, dat slechts zuivere generalisatie en inductie is toegestaan en het maken van hypothesen niet, verwijdert en de hypothese een veel overheerschender plaats in de moderne wetenschap inruimt.

De spectroscopie heeft echter nog meer gedaan. Behalve dat zij de mogelijkheid voor

de nieuwe wetenschap der astrophysica heeft geschapen, heeft zij ook een nieuw gebied opengesloten voor de nauwkeurigheids-astronomie. Door het principe van Doppler toe te passen, zooals dit voor 't eerst door Huggins in 1868 en door Vogel in 1871 geschiedde, kunnen nu de radieele componenten van de snelheden der sterren, de snelheid waarmede zij zich van ons af bewegen of ons naderen, met groote nauwkeurigheid gemeten worden, hoe groot de afstand van de waargenomen ster ook is, (mits zij natuurlijk niet te zwak is om een waarneembaar spectrum te geven).

De inzameling van de oogst van al deze nieuwe methoden heeft zelfs nog onze verwachtingen overtroffen tengevolge van de ontwikkeling van de optische en mechanische techniek, en van de groote kijkers. Herschel's 12-meter telescoop (met een opening van 1.2 meter, in 1789 gereed gekomen) was eigenlijk te groot voor de mechanische mogelijkheden van die tijd. Zij was buitengewoon moeilijk te hanteeren en zelfs een enthousiast waarnemer als Herschel kon er zelden mee werken. Op die manier bleef de grootte van Herschel's 6-meter telescoop (met een opening van bijna een halve meter)

waarmede practisch het geheele werk van William en John Herschel gedaan is, tot het midden van de negentiende eeuw, de standdaardgrootte.

In Februari 1845 werd de reflector van Lord Rosse met een opening van 1.80 meter in Parsonstown in Ierland voltooid, en reeds in April van dat jaar werd daarmede de eerste spiraalnevel ontdekt. Zij was in de meridiaan opgesteld, had slechts een kleine mogelijkheid van zijwaardsche beweging, en was in de practijk niet gemakkelijk te hanteeren. De enorme vooruitgang in de mechanische constructie kan nauwelijks beter beoordeeld worden, dan door de opstelling van de telescoop van Lord Rosse te vergelijken met die van de moderne reflector van dezelfde opening in de sterrewacht te Victoria, in Britsch Columbië, in 1918 gebouwd. Gedurende meer dan zeventig jaren blijft Lord Rosse's kijker de grootste die er bestaat. Zij werd pas overtroffen door de Hooker telescoop van de Mount Wilson Sterrewacht, met een opening van twee en een halve meter, die in 1918 gereed gekomen is, en misschien zal binnenkort de 5-meter-kijker gereed komen.

Het groote voordeel van de enorme spiegel

is natuurlijk, dat dank zij de groote hoeveelheid licht die men opvangt, de massa der waarnemingsgegevens zeer belangrijk vermeerderd wordt, veel zwakkere objecten kunnen worden waargenomen, en onderzoekingen over de bouw van het melkwegstelsel, voortgezet volgens de methode van William Herschel, kunnen over veel verdere afstand worden uitgestrekt. Ook met behulp van de photographie worden vele details aan het licht gebracht, en de structuur kan veel vollediger bestudeerd worden dan bij visueele waarnemingen mogelijk is.

Zooals reeds gezegd is, ligt het verschil tusschen Herschel en Kapteyn daarin dat de laatste over goede afstandsbepalingen beschikte, terwijl Herschel de afstand van geen enkele ster met zekerheid kende. Sedert de voltooiïng van het stelsel van Kapteyn zijn nieuwe methoden om de afstanden te bepalen gevonden, nl. die van de spectroscopische parallaxen en de afstandsbepaling met behulp van cepheïden.

De methode der spectroscopische parallaxen was in 1914 ontdekt door Adams en Kohlschütter. Zij vonden dat de werkelijke hel-

derheid van een ster afgeleid kon worden uit zekere eigenschappen van het spectrum, door de intensiteiten van zekere lijnen vergelijken. Daaruit kan men, als de schijnbare helderheid ook bekend is, de afstand bepalen.

Het meten van afstanden met behulp van de cepheïden is gebaseerd op dezelfde eenvoudige eigenschap van het licht, nl. dat de intensiteit omgekeerd evenredig is met het kwadraat van de afstand. Cepheïden zijn een speciaal soort veranderlijke sterren, zeer regelmatig en met een karakteristieke lichtkromme, die hun identificatie gemakkelijk en onmiskenbaar maakt. In 1912 vond Miss Leavitt van de Harvard sterrewacht een empirisch verband tusschen de periode en de lichtkracht van deze sterren, zoodat men, wanneer men de periode kent, de gemiddelde absolute helderheid uit de kromme kan aflezen. Deze methode, om afstanden af te leiden, werd het eerst gebruikt door Hertzsprung in 1914. Hij bepaalde de parallax van de kleine Magelaansche wolk. Bailey had in 1900 in eenige bolvormige sterrehoopen verscheidene veranderlijken ontdekt, zgn. cluster-variabelen. Dit zijn waarschijnlijk geen werkelijke cepheïden,

maar zij passen in de kromme, die het verband tusschen de periode en de lichtkracht aangeeft. Tengevolge daarvan kon dezelfde methode worden uitgebreid om de afstanden van bolvormige sterrehoopen te meten. Het zwakke punt is de bepaling van het nulpunt van de schaal. Dit moet uit de bekende afstanden der cepheïden gevonden worden, maar daar de meeste cepheïden zeer kleine parallaxen hebben, is de directe bepaling van hun afstand zeer onzeker, en moet deze gevonden worden uit hun eigenbewegingen. Dit brengt echter alle moeilijkheden van de fundamenteele astronomie in het probleem, zooals de systematische fouten in de declinatie enz.

Nadat wij nu dus zeer kort en oppervlakkig de nieuwe hulpmiddelen, die het moderne onderzoek ter beschikking staan, hebben beschreven, gaan wij verder de voornaamste resultaten te beschouwen, die daarmede verkregen zijn.

De voornaamste ontwikkeling in onze opvattingen aangaande de afmetingen en de bouw van het sterrestelsel direct na Kapteyn's onderzoekingen, is te danken aan Shapley's werk, waarvan de resultaten in een reeks

publicaties genaamd ‘Studies based on colours en magnitudes in stellar clusters’, loopend van 1915-1920, zijn neergelegd. Dit werk is geheel met de kijker van anderhalve meter opening van de Mount Wilson sterrewacht verricht. De voornaamste resultaten zijn de bepaling van de afstanden van de bolvormige sterrehoopen en hun verdeeling, in de ruimte en de aanduiding dat het stelsel der bolvormige sterrehoopen in verband met het melkwegstelsel staat. Shapley's klassieke reeks publicaties in de Mount Wilson Contributions werd in 1920 afgesloten, maar de hoofdresultaten zijn in nummer XII van April 1918 samengevat, genaamd ‘Remarks on the arrangement of the sidereal universe’ en in nummer XIV ‘Further remarks on the structure of the galactic system’, dat in November 1918 het licht zag. Het diagram in figuur 6 is aan deze laatste publicatie ontleend. Het stelt het stelsel der bolvormige sterrehoopen voor, zooals dit het resultaat is van Shapley's werk. Latere onderzoekingen hebben aanleiding gegeven tot eenige veranderingen in de details, maar de groote lijnen zijn onveranderd gebleven. De bolvormige sterrehoopen, waarvan er ongeveer

een honderdtal bestaan, zijn symmetrisch gerangschikt ten opzichte van het melkwegvlak. Ruw gesproken vullen zij een bol en de af-

illustratie
Figuur 6
De bolvormige sterrehoopen en de melkweg volgens Shapley


standen aan beide kanten van het vlak van symmetrie bedragen ongeveer 15000 parsec. (Wij geven hier de afmetingen, zooals deze tegenwoordig meestal worden aangenomen, niet

Shapley's origineele afmetingen van 1918). In deze bol met een straal van 15000 parsec is de verdeeling der bolvormige sterrehoopen bij benadering gelijkmatig, met een zwakke condensatie naar het middelpunt. In een ruimte tusschen twee evenwijdige vlakken aan beide zijden van het vlak van symmetrie, in het diagram gearceerd, komen geen of zeer weinige bolvormige sterrehoopen voor; tenminste, zoo zij er al zijn, zien wij ze niet. Wij zullen op dit punt later terug komen. In diezelfde centrale strook liggen natuurlijk de wolken van de melkweg.

Het is zeer merkwaardig het diagram van Shapley uit 1918 (figuur 6) te vergelijken met datgene wat William Herschel's laatste opvattingen weergeeft, zooals dat in 1817 gepubliceerd werd (figuur 4). In beide gevallen hebben wij de centrale schijf die de melkwegwolken bevat, en die zich onbepaald uitstrekt in de richting van het centrale valk; en aan beide zijden van deze centrale schijf bevindt zich ‘het gebied der bolvormige sterrehoopen’. En niet minder belangrijk is de vergelijking van Herschel's eerste theorie van 1785 (figuur 3) met het stelsel van Kapteyn (figuur 5). Kapteyn's resultaten waren in wezen voltooid ongeveer

1900. En zoo zien wij de geschiedenis zich een eeuw later herhalen. Ongeveer aan het begin van de negentiende eeuw hebben wij de beide theorieën van William Herschel, die met een tusschenpoos van ongeveer dertig jaar gepubliceerd werden, en in de eerste jaren van de huidige eeuw bezitten wij twee gelijksoortige theorieën, binnen een ietwat korter interval gepubliceerd, maar ditmaal het werk van twee verschillende vorschers. Natuurlijk berusten de moderne edities op veel vollediger waarnemingsgegevens, en rigoureuser onderzoek, terwijl Herschel's resultaten voornamelijk gebaseerd waren op onderstelling en redeneering naar analogie. Maar dit maakt slechts dat onze bewondering voor de wonderbaarlijke intuïtie van deze groote man nog grooter wordt, en het is zeker hoogst merkwaardig dezelfde evolutie en opvatting, die in zijn geest plaats vond, een eeuw later herhaald te vinden in wat wij de collectieve geest der astronomische wereld zouden kunnen noemen. Omstreeks het jaar 1800 bestond de astronomische wereld, tenminste wat de stellaire sterrekunde betreft, uit William Herschel alleen.

Binnen de centrale schijf van Shapley's

diagram liggen, zooals wij reeds zeiden, de melkwegwolken, waarvan het stelsel van Kapteyn er mogelijk een is. Het middelpunt van het stelsel van Kapteyn ligt op een afstand van ongeveer 1000 parsec van het centrum van het stelsel der bolvormige sterrehoopen, dat ook het middelpunt van het geheele melkwegstelsel is, terwijl, volgens de meest algemeen aanvaarde opvattingen, de dichtheid afneemt op grootere afstand van het middelpunt van het stelsel van Kapteyn, niet alleen in de richting loodrecht op het melkwegvlak, maar ook in dat vlak. Zij kan dan weer toenemen, als wij bij andere wolken komen. Dit is ongeveer het beeld, dat wij ons van het melkwegstelsel vormden na Shapley's werk, ongeveer tien jaar geleden.

Op 26 April 1920 vond het homerische gevecht over de schaal van het heelal, de discussie tusschen Shapley en Curtis plaats. Shapley verdedigde toen de schaal van zijn nieuwe model van het melkwegstelsel, die hoofdzakelijk afhing van de waargenomen afstanden der bolvormige sterrehoopen, tegenover de tegengestelde opvatting van Curtis, die aan een tien maal kleinere schaal de voorkeur gaf. In



illustratie
Plaat III
Dr. Eastons diagram dat de spiraal-structuur van het melkwegstelsel illustreert.




illustratie
Plaat IV
De spiraalnevel Messier 101


deze discussie is ook een toespeling gemaakt op wat bekend is onder de naam van ‘de theorie der eiland-universa’, ofschoon het een zeer ondergeschikte rol speelde in de argumentatie. De opvatting van deze theorie, nl. dat ons melkwegstelsel een nevel is en dat enkele van de nevels, die wij aan de hemel zien, stelsels zijn van dezelfde afmetingen en aard als het onze, dateert reeds van William Herschel. Dat het melkwegstelsel een spiraalvormige structuur bezat is, voorzoover ik weet, het eerste geopperd door Easton in 1900, en de analogie hiervan met de spiraalnevels is van groote invloed geweest op onze denkbeelden aangaande de bouw van het melkwegstelsel.

Easton's diagram, dat door hem was geconstrueerd als een illustratie en verklaring van zijn theorie, is gereproduceerd op plaat III. Aan de rand is een zuivere photometrische kaart van de melkweg zooals wij deze zien: wij moeten ons de melkweg geprojecteerd denken op de binnenzijde van een cylindrisch oppervlak waarna de cylinder tot een plat vlak uitgebogen is. Het beeld is natuurlijk negatief; de donkerste schaduwen vertegenwoordigen de helderste gedeelten aan de hemel.

In het midden staat het schematische beeld van een spiraal. Het is de bedoeling niet geweest een of andere bepaalde nevel voor te stellen, maar zij lijkt zeer veel op bijv. M. 33 of M.101 (zie plaat IV). De zon wordt ondersteld in S te staan, en er zijn gezichtslijnen getrokken om aan te toonen dat, wat wij van deze positie uit zouden zien, in algemeene trekken overeenkomt met de werkelijke melkweg zooals wij deze aan de hemel zien. Easton verklaart de twee takken van de melkweg door te veronderstellen dat de beide armen van de spiraal niet precies in hetzelfde vlak liggen. Men weet nu dat dit niet juist is. Ook staat de richting naar het middelpunt in Easton's diagram, in het sterrebeeld de Zwaan, ongeveer loodrecht op de richting waarin wij nu weten dat het zich bevindt. Op die manier blijft er niet veel van Easton's theorie over behalve de algemeene opvatting dat het melkwegstelsel een spiraalvormige structuur bezit. Deze opvatting echter is bevestigd door de gedetailleerde structuur van de grootere spiraalnevels, op photographische platen met de kijkers van anderhalve en twee-en-een-halve meteropening te Mount Wilson genomen, te



illustratie
Plaat V
Zuidelijk gedeelte van de groote spiraalnevel in Andromeda.




illustratie
Plaat VI
Sterwolken in Sagittarius.


vergelijken met de melkwegwolken. De gelijkvormigheid bijv. van het Zuidelijke gedeelte van de groote nevel in Andromeda (plaat V) en de sterwolken in Sagittarius (plaat VI) is zeer opvallend. De verhouding van de vergrootingen van deze beide beelden is ruw genomen dezelfde als de verhouding van de afstanden van de beide afgebeelde objecten.

In de veertien jaren, die sinds Shapley zijn werk over de bolvormige sterrehoopen voltooide, verloopen zijn, zijn er drie nieuwe gezichtspunten naar voren gekomen, die van groot belang zijn geweest voor de ontwikkeling van onze voorstellingen van het melkwegstelsel.

De distributie van de sterren in de melkweg is zeer onregelmatig. Er zijn vele donkerder gedeelten tusschen de wolken en er loopen donkere lanen en paden zonder sterren kris kras door de melkweg heen. Eenige van de opvallendste voorbeelden vindt men in het sterrebeeld Ophiuchus. William Herschel was gewoon deze ‘gaten in de hemel’ te noemen en men heeft lang gedacht dat het werkelijk plaatsen waren waar geen sterren waren. De overtuiging dat het in tegendeel plaatsen zijn waar iets is dat ons verhindert de sterren te

zien, is slechts langzaam tot ons doorgedrongen. Het begon met Barnard's ontdekking der ‘donkere nevels’. Langzamerhand, door de onderzoekingen van Pannekoek en anderen, heeft men de zekerheid gekregen dat er in het melkwegvlak zeer uitgestrekte wolken van verduisterende stof bestaan, hetzij gasvormige, niet lichtgevende nevels, hetzij wolken van kleine stofdeeltjes.

De analogie met verscheidene spiraalnevels, die van opzij gezien worden, en een donkere band vertoonen welke langs de geheele lengte van hun aequatoriale vlakken loopt, zooals bijv. N.G.C. 4565 (Plaat. VII), leidt ertoe dat ons geloof in de gelijksoortigheid van ons eigen systeem met de spiraalnevels en ons geloof in het bestaan van deze zone van verduisterende materie overal langs het melkwegvlak wordt versterkt. Deze zelfde absorbeerende laag verklaart waarom wij geen enkele bolvormige sterrehoop in de melkweg zien, noch eenige extra-galactische (spiraal-) nevel. Een tweede zeer belangrijke theoretische conclusie die men uit het bestaan van deze verduisterende band kan trekken is, dat de vermindering van de dichtheid met het grooter worden van de af-

stand, zooals deze door Kapteyn's theorie is afgeleid, slechts schijnbaar kan zijn en voor een groot gedeelte of misschien wel heelemaal het gevolg van absorptie is. Een absorptie van één grootteklasse per duizend parsec zou voldoende zijn om de schijnbare vermindering in dichtheid, die door Kapteyn is afgeleid uit de waargenomen aantallen sterren voor de verschillende grootteklassen te verklaren, als de werkelijke dichtheid langs het melkwegvlak constant was. In de richting loodrecht op het melkwegvlak is het bijna zeker dat er geen waarneembare absorptie is. In die richting is het afnemen van de dichtheid, zooals dit door Kapteyn bepaald is, waarschijnlijk reëel. Nemen wij aan dat de dikte van het centrale segment 2000 parsec is, dan zou de dichtheid aan de grenzen ongeveer een veertigste van haar waarde in onze omgeving zijn. In de richting van het melkwegvlak kan niets met zekerheid gezegd worden; wij weten niet of de dichtheid afneemt, constant blijft of misschien in sommige richtingen toeneemt, en het eenige wat wij zeggen kunnen is hetzelfde als de conclusie, waartoe William Herschel kwam aan het einde van zijn leven: dat de melkweg onpeibaar is.

Dit behoeft echter niet altijd zoo te blijven, en zelfs nu is deze pessimistische kijk hierop te drastisch in zijn algemeenheid. Als de stertellingen worden uitgestrekt over steeds zwakkere sterren is het niet onmogelijk het effect van een reëele vermindering der dichtheid te scheiden van die der absorptie, en uit onderzoekingen kort geleden gepubliceerd door dr. Bok van de Harvard sterrewacht en dr. Seares van de Mount Wilson sterrewacht, schijnt te volgen, dat het mogelijk is, niet alleen bij benadering de grenzen van ons eigen ‘locale stelsel’, de bijzondere sterrewolk waar wij ons in bevinden, af te teekenen, maar ook te bepalen waar de volgende sterrewolk begint na een tusschenliggend gebied van geringe dichtheid. In den allerlaatsten tijd heeft Dr. Oort, ook weer uit statistisch onderzoek van stertellingen, zeer belangrijke gevolgtrekkingen gemaakt, waarop wij nog terugkomen. Het is in het bijzonder verheugend op te merken dat het in wezen met behulp van Kapteyn's eigen methoden is, dat deze resultaten bereikt zijn.

Het is hier natuurlijk niet de plaats voor een kritische discussie van deze recente onderzoekingen. Wij kunnen niet meer doen dan ze

vermelden en de conclusie trekken dat, ondanks de moeilijkheden uit de absorptie gerezen, Kapteyn's statistische methode bruikbaar zullen worden bevonden en dat zij zeer waardevolle resultaten zullen geven ver buiten de grenzen van het stelsel van Kapteyn zelf.

Toch stelt het bestaan van absorbeerende materie een natuurlijke grens aan de toepassing van deze methode, ofschoon de grens verder weg kan liggen dan men dacht, toen voor de eerste maal gerealiseerd werd dat Kapteyn's conclusies, die gebaseerd waren op de hypothese dat er geen absorptie was, niet ongewijzigd geaccepteerd konden worden. Wanneer wij afstanden bereiken waar de absorptie zoo groot is dat wij de sterren niet meer zien, dan is er een einde aan alle tellen en weten wij niet hoe veel daar achter ligt. Toch moet het melkwegstelsel eindig zijn. Hoe ver het zich echter in zijn geheel uitstrekt moet met andere middelen gevonden worden.

Het tweede belangrijke nieuwe feit van de laatste tien jaar is de rotatie van de melkweg, ontdekt door Lindblad en Oort.

Wij hebben gezien dat het stelsel der bolvormige sterrehoopen gelegen is buiten het

stelsel van Kapteyn maar symmetrisch ligt ten opzichte van het symmetrievlak van dat stelsel en van de melkweg. Het diagram (figuur 7),

illustratie
Figuur 7
Stelsel van Kapteyn en de bolvormige sterrehoopen


afkomstig van Oort, laat de relatieve positie van het stelsel van Kapteyn en het stelsel der bolvormige sterrehoopen zien. Nu heeft men uit metingen van de radieele snelheid van
deze sterrehoopen gevonden, dat dit laatste stelsel een systematische beweging heeft ten opzichte van de sterren in de buurt van de zon, d.i. ten opzichte van het stelsel van Kapteyn. Of, wat hetzelfde is, het stelsel van Kapteyn

illustratie
Figuur 8
Diagram ter illustratie van de rotatie van het melkwegstelsel


heeft een relatieve beweging ten opzichte van het stelsel der bolvormige sterrehoopen. Deze beweging bedraagt ongeveer 300 km/sec. in een richting, loodrecht op de richting naar het middelpunt en in het melkwegvlak gelegen. In-
dien dit nu geïnterpreteerd moet worden als een rotatie, moet er zoowel een effect in de eigenbewegingen als in de radieele snelheden zijn. Het diagram van figuur 8 dient om dit te verklaren. De zon en haar directe naburen worden in het punt S gelegen gedacht. In de punten A, B.... H bevinden zich andere sterrengroepen alle op dezelfde afstand van de zon. Lijnen zijn getrokken van ieder van deze punten naar het centrum der rotatie, dat buiten het diagram

illustratie
Figuur 9
Gedeelte van figuur 8 vergroot


aan de onderkant ligt. De rotatiesnelheid in ieder van deze punten is aangegeven door een zware lijn, met een pijlpunt om de richting aan te geven, zooals Aa in figuur 9, die een deel van figuur 8 op grootere schaal geteekend weergeeft. Deze staat natuurlijk loodrecht op de richting naar het middelpunt. Vervolgens is bij ieder van de acht punten een gestreepte lijn, zooals Ab, gelijk en parallel aan de snelheid van de zon getrokken. De lijn Ac die het parallelogram Acab voltooit,

is de relatieve beweging van A ten opzichte van S. Deze is het die wij waarnemen. De relatieve snelheid Ac is dan in ieder van de acht punten ontbonden in haar beide componenten Ad, loodrecht op, en Ae in de gezichtslijn. De eerste wordt waargenomen als een systematische eigenbeweging in hoekmaat, de andere als radieele snelheid. Zooals duidelijk uit het diagram blijkt is er een rotatie-effect zoowel in de transversale eigenbewegingen als in de radieele snelheden. Indien het geheele stelsel als een vast lichaam roteerde zouden er klaarblijkelijk geen afstandsveranderingen en geen systematische radieele snelheden ten gevolge van de rotatie zijn, maar indien, zooals in de figuur, de rotatiesnelheid met de afstand verandert, zal de relatieve radieele snelheid een dubbele periode vertoonen: zij is nul in H, naar buiten gericht in A weer nul in B, naar binnen gericht in C enzoovoort. Een gelijksoortig effect vertoonen de eigenbewegingen, maar dat kan slechts in de projectie in hoekmaat worden waargenomen, en is zeer klein tengevolge van de groote afstand. De radieele snelheid wordt in haar ware grootte spectrographisch waargenomen; de waarneming is onafhankelijk van de afstand

en het effect wordt zelf grooter met de afstand. Deze is dus veel gunstiger voor het ontdekken van de rotatie dan de transversale component. Het waargenomen rotatie-effect in de radieele snelheden (en de eigenbewegingen) levert ons gegevens voor de bepaling van de verhouding V/R tusschen de snelheid en de afstand tot het middelpunt, en van de waarde van de verandering dV/dR, waarin V de rotatiesnelheid op een afstand R van het middelpunt is. Uit deze gegevens en de waargenomen snelheid V kunnen wij zoowel de afstand tot het middelpunt R als de centripetale kracht afleiden en de wijze waarop deze kracht van de afstand afhangt, d.i. van de massaverdeeling. De afgeleide afstand van het middelpunt bedraagt iets van de orde van 1000 parsec maar kan kleiner zijn. Wat de verdeeling van de massa aangaat, het blijkt dat de massa zeer sterk naar het middelpunt geconcentreerd moet zijn. De totale massa is van de orde van één of tweehonderd duizend millioen maal die van de zon.

Als het resultaat van zijn onderzoekingen heeft Dr. Oort het in figuur 10 gereproduceerde diagram samengesteld. Het stelt een doorsnede door het stelsel voor, door een vlak loodrecht



illustratie
Plaat VII
De spiraalnevel N.G.C. 4565


op het vlak van symmetrie. Uiterst links ligt het stelsel van Kapteyn. Rechts daarvan bevindt zich de doorsnede in het vlak van teekening door de kern en de andere sterwolken in de armen der spiraal. De bolvormige sterrehoopen

illustratie
Figuur 10
Dr. Oort's diagram van het melkwegstelsel


zijn door stippen aangegeven. De smalle band van verduisterende materie in het centrale vlak is in dit diagram niet voorgesteld, maar zij is er en verhindert ons het middelste gedeelte van de kern (en alles wat daarachter is), te zien en

veroorzaakt op deze manier het optreden van de beide takken in de melkweg. Men zal opmerken dat Oort's diagram zeer veel overeenkomst vertoont met een spiraal van terzijde gezien, zooals bijv. N.G.C. 4565 (plaat VII).

Deze theorie van de rotatie van het melkwegstelsel maakt het mogelijk verschillende verschijnselen te verklaren, die de waarnemingen ons leerden maar die tot nu toe niet verklaard konden worden. In de eerste plaats de sterren met groote snelheid. In 1922 was door Oort ontdekt dat er een duidelijk onderscheid bestaat tusschen sterren met een snelheid kleiner dan 63 km/sec. ten opzichte van het zwaartepunt van de sterren in de buurt van de zon en die met een snelheid grooter dan deze. De kleine snelheden zijn geheel toevallig verdeeld; de groote snelheden zijn alle naar een helft van de hemelbol gericht. Het middelpunt van deze halve bol, waar de groote snelheden naar toe gericht zijn, is in het vlak van de melkweg gelegen, in een richting loodrecht op die naar het middelpunt van het stelsel der bolvormige sterrehoopen. Indien dus de snelheden berekend worden ten opzichte van het middelpunt van het stelsel der bolvormige sterrehoopen, dat in

de theorie der rotatie het middelpunt van rotatie is, zijn de sterren met groote snelheid die sterren, waarvan de rotatiesnelheid kleiner is dan het gemiddelde; met andere woorden, de sterren die achterblijven bij de zon en haar naburen uit het stelsel van Kapteyn, die zich voortspoeden in hun rotatie rondom het middelpunt. Er zijn geen sterren waarvan de rotatiesnelheid het gemiddelde van 300 km/sec. met meer dan 60 à 63 km/sec. overschrijdt. De verklaring die zichzelf opdringt, nl. dat deze snelheid van ongeveer 360 km/sec. de ontsnappingssnelheid uit het melkwegstelsel is, is in numerieke overeenstemming met de afstand tot het middelpunt en de massa zooals deze boven afgeleid zijn. Een ster met een snelheid ten opzichte van het zwaartepunt van de sterren in den buurt van de zon, die grooter dan 63 km/sec. in de richting der rotatie is, zou uit het stelsel ontsnappen.

Een ander verschijnsel, waarvan de rotatietheorie een dynamische verklaring geeft, is dat van de twee sterstroomen, door Kapteyn in 1904 ontdekt. Niettegenstaande de enorme belangstelling die deze ontdekking wekte, en het groote aantal studies dat men aan deze

ontdekking wijdde, was er gedurende meer dan twintig jaar geen bevredigende verklaring voor dit opmerkelijke verschijnsel gevonden. Indien de lineaire rotatiesnelheid toeneemt als wij het middelpunt van het stelsel naderen, hetgeen het geval is zooals uit de waargenomen radieele snelheden blijkt, of zelfs indien zij minder snel afneemt dan het geval zou zijn in een roteerend vast lichaam, dan moeten de volgens toeval verdeelde relatieve snelheden der sterren, dit is dus het bedrag, waarmede de ware snelheden van de uniforme beweging in een cirkel afwijken noodzakelijkerwijze een voorkeur hebben voor de radieele richting. De overeenstemming van de waargenomen richting der sterstroomen met de richting naar het middelpunt is niet zoo goed als wij zouden wenschen. Of de afwijking zoo groot is dat zij werkelijk verontrustend is, is moeilijk te zeggen.

De jongste onderzoekingen van Dr. Oort, die wij reeds even vermeldden, hebben onze kennis van de structuur van het melkwegstelsel een groote stap vooruitgebracht. Door statistische discussies zoowel van de aantallen als van de snelheden der sterren van verschillende helderheid, kleur, enz., gecombineerd met dynamische overwegingen, is hij er in geslaagd de verdeeling der sterren buiten het melkwegvlak met aanzienlijke nauwkeurigheid vast te leggen. De oppervlakken van gelijke dichtheid, die hij bepaalt, zijn gedeelten van zeer afgeplatte ellipsoïden die het middelpunt van rotatie tot middelpunt hebben.

De derde van de ontdekkingen van de laatste tijd, waarvan wij boven spraken en die van groot belang geweest zijn voor de vorming van onze denkbeelden over het melkwegstelsel, is de volgende:

Men wist reeds eenige tijd dat in de spectra van eenige van de helderste en heetste sterren de calciumlijnen H en K een andere radieele snelheid vertoonden dan de andere lijnen van het spectrum. De verklaring van deze ‘stationaire lijnen’, zooals zij gewoonlijk genoemd werden, die door Plaskett geopperd en door

Eddington theoretisch uitgewerkt werd, is dat zij te danken zijn aan absorptie in de uitgestrekte en zeer ijle, uit geïoniseerd calcium bestaande wolken, die de interstellaire ruimte tusschen de ster en de aarde opvullen.

Onlangs is gebleken dat deze calciumwolk dezelfde rotatie-effecten in radieele snelheid vertoont als de sterren zelf en dus aan de rotatie van het geheele stelsel deel heeft.

Nog een belangrijk feit is de verdeeling der planetaire nevels. Planetaire nevels zijn tamelijk sterk gecondenseerd naar het vlak van de melkweg toe en, in dat vlak, naar de richting van het middelpunt der bolvormige sterrehoopen. Het aantal planetaire nevels per eenheid van volumen is grooter in de richting naar het middelpunt dan in de richting ervanaf. Terloops mogen wij opmerken dat wij hier weer een statistisch resultaat hebben dat buiten de grenzen van het stelsel van Kapteyn reikt. Bovendien vertoonen de planetaire nevels duidelijk het Oort-effect in hun radieele snelheden en nemen zij dus ook aan de rotatie van het geheele stelsel deel.

 

Overzien wij nu de stand van zaken, dan

komen wij tot de conclusie dat het model, dat wij na de voltooiïng van Shapley's reeks geschriften uit de periode van 1915 tot 1920 van het melkwegstelsel hadden, slechts weinig verbetering behoeft. De sterren, de galactische nevels, de donkere nevels, de planetaire nevels, de open sterrehoopen, de melkwegwolken enz. zijn verdeeld over een smal segment dat zich niet verder dan 1000 à 1500 parsec aan beide zijden van het melkwegvlak uitstrekt. Zij zijn sterk gecondenseerd naar het midden van deze strook. In de omgeving van de zon is de helft van de massa besloten binnen grenzen van ongeveer 270 parsec aan beide kanten van het centrale vlak. Vlak bij het middelpunt kan de breedte wel (en is zij dat waarschijnlijk ook) grooter zijn. Dit geheele stelsel roteert om een middelpunt dat samenvalt met het middelpunt van het stelsel der bolvormige sterrehoopen. De afstand waarop het zonnestelsel zich van het middelpunt bevindt is van de orde van 10000 parsec, en de rotatiesnelheid op die afstand ligt in de buurt van 300 km/sec. De omloopstijd is dus van de orde van tweehonderd millioen jaar. Het lijkt waarschijnlijk dat de sterren, sterrehoopen, nevels enz. in dit platte

stelsel groote plaatselijke afwijkingen in dichtheid vertoonen en verzameld zijn in wat gewoonlijk beschreven wordt als galactische sterwolken. Het stelsel van Kapteyn is mogelijk één van deze sterwolken. Het is natuurlijk niet onmogelijk dat de dichtheidsverandering in de richting van de melkweg, volgens Kapteyn's methode gevonden, slechts schijnbaar is en het gevolg van absorptie door donkere materie. Of er al of niet een ‘lócaal stelsel’ bestaat kan nog niet met absolute zekerheid uit onze waarnemingsgegevens worden afgeleid, alhoewel sommige der jongste onderzoekingen een heel eind op weg schijnen te zijn, de realiteit ervan te bevestigen.

De dichtheid in de richting loodrecht op het melkwegvlak vermindert waarschijnlijk min of meer in overeenstemming met de resultaten door Kapteyn gevonden, volgens welke de dichtheid ongeveer een tiende zou zijn geworden op een afstand van 500 parsec.

Het middelpunt van het groote melkwegstelsel ligt in de richting van 325o galactische lengte, ongeveer op de grens tusschen de sterrebeelden Sagittarius en Scorpio, tusschen de beide takken van de melkweg; de condensatie der massa in

het middelpunt is voor ons oog verborgen door de verduisterende materie.

De analogie van ons melkwegstelsel met de spiraalnevels is zeer sterk en het is zeer verleidelijk ons stelsel als een spiraalnevel op te vatten. Als echter ons melkwegstelsel een spiraalnevel is, moet onze plaats in de uiterste en minder dichte gedeelten van de nevel gezocht worden.

De oppervlaktelichtkracht van dat gedeelte, waarin wij ons bevinden, kan, van buiten afgezien, niet veel verschillen van tweemaal de lichtkracht van de hemel zooals deze van ons uit in de richting van de pool gezien wordt. Deze is zeer zwak en het lijkt twijfelachtig of het geheele stelsel van Kapteyn helder genoeg zou zijn om zichtbaar te zijn op een photographische opname, die op een afstand van bijv. een millioen lichtjaar in een richting loodrecht op het melkwegvlak van ons stelsel gemaakt zou worden. Enkele van de helderste sterrehoopen, als de Pleïaden of Praesepe bijvoorbeeld, zouden waarschijnlijk zichtbaar zijn, maar op die afstand ietwat wazige, op sterren gelijkende puntjes schijnen. Aan de andere kant schijnt het waarschijnlijk dat het stelsel van Kapteyn van dezelfde afstand uit in het

melkwegvlak als een helderder gedeelte dicht bij het einde van de nevel zichtbaar zou zijn, zooiets als in de linker benedenhoek van de photographische opname van N.G.G. 4565, op plaat VII gereproduceerd, voorkomt.

Deze opvatting van het grootere melkwegstelsel zal zeker nog veranderd worden voorzooverre het de details betreft, maar één ding schijnt wel zeker en dringt zich sterk aan ons op, nl. dat het geheele stelsel een eenheid is. De rotatietheorie verklaart zoovele waarnemingsfeiten, de sterke afplatting, het gedrag van de sterren met groote snelheden, de sterstroomen, dat deze niet langer meer in twijfel getrokken kan worden. Verder toont het feit dat allerlei verschillende soorten sterren, de planetaire nevels, de interstellaire calciumwolken, alle dezelfde rotatie geven, overtuigend aan dat het geheele stelsel een eenheid is. Binnen het stelsel komen zeer waarschijnlijk tamelijk groote verschillen in dichtheid voor, plaatselijke opeenhoopingen van sterren, maar deze zijn niet, zooals men ondersteld heeft, afzon derlijke stelsels die een meer of minder toevallige opeenhooping vormen. Zij hebben alle het zelf vlak van symmetrie en zijn blijkbaar een deel

van één geheel, één organisme om zoo te zeggen. Ten gevolge van de rotatie zelf moeten deze plaatselijke conglomeraties noodzakelijkerwijze van tamelijk korte levensduur zijn en kunnen zij niet meer dan een bepaald aantal omwentelingen overleven, tenzij zij zeer geconcentreerd zijn.

Aan de andere kant zien wij ook in andere melkwegstelsels, de spiraalnevels, dergelijke conglomeraties van materie, en daar deze nevels ook een rotatie moeten hebben, hetgeen blijkt uit hun afplatting en in sommige gevallen ook is waargenomen, hebben wij hier precies hetzelfde probleem. De afmetingen van de spiraalnevels zijn tamelijk groot in vergelijking met hun onderlinge afstanden; de verhouding is van de rode van 1/20 tot 1/50. De verhouding echter, waarin de onderlinge afstanden van de sterren tot hun diameters staan, is van de orde van verscheidene malen tienmillioen. Dat twee spiraalnevels elkander dicht naderen is waarschijnlijk een veel minder zeldzaam verschijnsel dan een ontmoeting tusschen twee sterren, en het effect van een dergelijke dichte nadering zou er waarschijnlijk toe leiden de homogeniteit te vernietigen, indien deze bestond.

Er bestaat echter één sterk argument tegen de identificatie van ons melkwegstelsel met deze spiraalnevels, en dat dat is der grootte. Wij hebben gezien dat de aequatoriale afmetingen van het melkwegstelsel van de orde van 30000 parsec zijn, en de ware diameters der spiraalnevels, zooals deze uit de best verkrijgbare schijnbare diameters en afstanden worden afgeleid, zijn zeer veel kleiner. Het gemiddelde van ongeveer dertig stuks geeft 2700 parsec. Ons eigen stelsel zou dus zeer uitzonderlijk zijn. Nu houden wij er in de tegenwoordige tijd niet van uitzonderlijk te zijn. Er zijn tijden geweest in de geschiedenis van de menschheid, waarin ieder argument dat scheen te bewijzen, dat wij een bevoorrechte plaats in het heelal innamen, met instemming zou zijn begroet, maar deze tijden zijn voorbij. Het moderne wetenschappelijke geweten maakt bezwaar tegen de opvatting dat er uitzonderingen gemaakt zouden worden ten gunste van ons, en dienovereenkomstig vragen wij ons af of er niet een zwakke plek is in het bewijs, en of misschien ons stelsel kleiner is dan wij denken dat het is, of dat misschien de spiraalnevels grooter zijn dan wij denken dat zij zijn. Wat het laatste punt be-

treft, kunnen aan de eene kant de waargenomen schijnbare diameters der spiraalnevels te klein zijn; het is niet onmogelijk dat de gedeelten der spiraalnevels, die zoover buiten het centrum liggen als wij van het middelpunt van ons stelsel verwijderd zijn, te zwak zijn om indrukken op de photographische plaat te geven.

Deze veronderstelling is op merkwaardige wijze bevestigd door een publicatie van Stebbins (Februari 1934) die met de photoëlectrische cel den diameter van den nevel in Andromeda meer dan tweemaal zoo groot vond als op de photographische plaat gemeten was.

Aan de andere kant kan de aangenomen afstand te klein zijn. Op slechts twee uitzonderingen na hangen zij praktisch alleen af van de aangenomen grootten van hun helderste sterren, waarvoor Hubble de absolute grootte - 6.3 aanneemt. Veronderstelt men echter dat de objecten, welker schijnbare grootte in de spiraalnevel is bepaald en waaraan deze absolute grootte is toegekend, geen sterren maar bolvormige (of andere) sterrehoopen zijn, dan zou de ware absolute grootte vier of vijf grootteklassen helderder zijn; en de afstand en daarmee ook de werkelijke afmeting, zou met een

factor negen of tien vermenigvuldigd moeten worden, hetgeen de spiraalnevels van dezelfde afmetingen als ons melkwegstelsel zou maken.

Onlangs heeft Hubble een onderzoek gepubliceerd van ongeveer 140 objecten in de Andromeda-nevel, die hij met groote waarschijnlijkheid als bolvormige sterrehoopen kan identificeeren. Een vergelijking met de bolvormige sterrehoopen in ons eigen melkwegstelsel leidt tot één van twee conclusies: óf de bolvormige sterrehoopen van de Andromedanevel zijn alle kleiner en zwakker dan de onze, of de afstand is grooter dan de tot nu algemeen aangenomene. De bepaling der helderheden van zulke zwakke objecten is evenwel zeer moeilijk en onzeker.

Het geheele probleem van de bepaling der schijnbare diameters en grootte en van de afstanden der extra-galactische nevels is één van de belangrijkste en één van de moeilijkste problemen van de tegenwoordige tijd.

 

Wij zijn in dit hoofdstuk gekomen tot een bepaald beeld van de bouw van het heelal, dat natuurlijk niet definitief, maar zeer waarschijnlijk in zijn hoofdtrekken juist is. Wijn zien al deze spiraalvormige stelsels, als eilanden

drijvend in een groote zee van leegheid. Of ons eigen stelsel van de aard van een vastland is, of precies gelijk aan alle andere eilanden, is nog onzeker. Wij kennen natuurlijk maar een heel klein gedeelte van het heelal, dat wij onze ‘nabuurschap’ noemen, maar wij denken gaarne dat deze omgeving slechts een gewoon onderdeel is van het heelal, en dat die gedeelten die wij met onze waarnemingen nog niet bereiken kunnen van dezelfde aard zijn.

In het volgende hoofdstuk zullen wij spreken over de uitdijïng van het heelal. Dat is een zeer opmerkelijk iets, maar opmerkelijker is de jongste uitdijïng van onze kennis van het heelal. Onze ‘nabuurschap’ heeft zich ongeveer duizendvoudig uitgedijd in de laatste vijftien jaren, laten wij zeggen van een straal van een honderdduizend tot een honderd millioen lichtjaar, als resultaat van de waarnemingen met de groote verrekijkers, in het bijzonder met de twee-en-een-halve-meter-reflector op Mount Wilson.


Vorige Volgende

Over het gehele werk

auteurs