DE AMSTERD WEEKBLAD VOOR NEDERLAND No. 2433 If f- ,, (JOOf AËROBATES 18. MOGEN WIJ DE ZON ALS EEN STER BESCHOUWEN ? ?»_ . Copernicus was er zich wél van bewust dat zijn bewaring: ;,de zon, niet de aarde, staat in het centrum van het planetenstelsel", te toetsen zou zijn aan de schijnbare plaatsverandering van de sterren aan den hemel gedurende den om loopstijd der aarde. Immers, als deze zich ver plaatst, verandert de richting der lijn die men zich van haar naar een ster getrokken kan denken en daarmede de plaats waar deze ster aan de sfeer gezien wordt. Toen drie eeuwen later de eerste metingen van een dergelijke plaatsverandering geleerd hadden dat zij slechts een deel van een boogseconde bedraagt, was het tegelijkertijd duidelijk dat, nu de sterren zoo verbazend ver weg bleken te zijn, er geen enkel bezwaar was voortaan ook de zon, ondanks haar schijf en haar glans als een ster te beschouwen. Want, dacht men zich de zon op den afstand dien de metingen verraden hadden, dan zouden noodzakelijk zoowel de schijfvorm als de glans van dit hemellicht moe ten verdwijnen. Een eenvoudige berekening kan ons reeds van het eerste overtuigen. Wij meten nu de schijf der zon als een halven graad of 1800 seconden, dat is ongeveer 14.400 maal grooter dan wat in den grootsten kijker zich. nog als schijfje zou kunnen openbaren. Ware de zon dus 14.400 maal verder van ons verwijderd dan zij nu is, dan zouden wij haar zonder schijf, d.w.z. als een ster zien. Welnu, deze afstand is nog on geveer 20 maal kleiner dan die van onze naaste buur in de sterrenwereld; op sterren-afstand" zou de zon zich dus uiterlijk niet van de andere sterren onderscheiden. Tot een dergelijke uitkomst geraken wij als wij de helderheid der zon beschouwen. De sterrenkundigen zijn gewoon de sterren naar haar helderheid in grootte-klassen" te verdeelen, zóó dat als van twee sterren de eene 2.5 maal meer licht uit straalt dan de andere, zij n grootte-klasse helderder genoemd wordt; straalde zij 2.5 x 2.5 maal meer licht uit, dan zou zij twee grootte klassen helderder heeten enz. Dit produkt van fac toren 2.5 neemt snel in waarde toe; bij een verschil van 10 grootte-klassen bereikt het reeds de waarde 10.000. Men zegt verder dat een nog juist voor het bloote oog zichtbare ster de grootte-klasse 6 bezit; Aldebaran is van de grootte 1,1 en Sirius is helderder dan de grootte-klasse O, wat door een negatief getal wordt aangegeven. Zij is van de grootte 1.4. In deze schaal is de helderheid der volle maan 12.5 en die der zon'?26.5. Denken wij ons de laatste, zooals bovengezegd, 14.400 maal verder weg, dan ver mindert haar glans 14.400 x 14.400 maal, wat overeenkomt met een verzwakking van 21 grootte klassen en plaatsen wij ze nog eens 20 maal verder weg om onze naaste sterre-buur te bereiken, dan zou de verzwakking nog met 6.5 grootte-klassen toenemen. Bij deze dichtstbijzijnde ster geplaatst, die van de 1ste grootte is, zou de zon dus eveneens van de 1ste grootte zijn; op den veel grooteren afstand van Aldebaran geplaatst, zou zij ternau wernood zonder kijker gezien kunnen worden. Dit alles zou ons wel reeds het recht geven te beweren dat de zon een ster is; maar om deze bewering kracht bij te zetten, zouden wij toch zooveel aanwijzingen moeten aandragen, dat zij tezamen de kracht van een bewijs bezitten. Welnu, deze zijn er inderdaad, want ook krachtens hare samenstelling en krachtens hare snelheid in de wereldruimte behoort de zon onder de sterren thuis. Ik heb reeds in een vroeger fragment verteld hoe in de 2de helft der 19de eeuw de spectraalanalyse ons in staat gesteld heeft de scheikundige elementen te noemen die, in dampvorm, in den zonne-bol aanwezig zijn; men kon ze echter vooral dank zij de fotografie spoedig tot het rijk der sterren uitbreiden. Zij heeft ons daarbij geleerd dat de spectra der sterren er wel verschil lend uitzien, maar dat deze toch in verschillende groepen (spectraal-klassen) verdeeld kunnen wor den, welker spectra geleidelijk in elkaar overgaan. Zoo is er een groep waarvan het spectrum slechts de aanwezigheid van de lichtste elementen, helium en waterstof verraadt en een tweede, welker spectrum voornamelijk op het aanwezig zijn van waterstof en calcium wijst. Deze gaat geleidelijk over in een groep van sterren, waarin de waterstof minder duidelijk, de calcinm duidelijker is en waarin bovendien tal van andere metalen zich komen aanmelden. In de volgende groep wijst het spectrum-X>p een overdaad van allerlei metalen en dan koenen er ten slotte groepen, waarvan het spectrum niet meer op de aanwezigheid van enkel voudige stoffen, maar op die van scheikundige verbindineen gaat wijzen. Een oogopslag nu is voldoendeom te zien dat onze zon thuis behoort in de groep der tallooze metalen, ja er is een be kende heldere ster, Capella, waarvan het spectrum zoo nauwkeurig met dat van de zon overeenkomt, dat men het recht heeft te verklaren: dit zijn hemellichten van hetzelfde maaksel" en daar de schaal der spectra ongetwijfeld een temperatuurschaal is : dit zijn sterren van dezelfde tempe ratuur" (ongeveer 5000°C.). De zon behoort tot een der middelste groepen; haar temperatuur kan daarom noch bijzonder hoog, noch heel laag heeten. Er zijn dan ook sterren, die een tempera tuur hebben van minstens 10.000°C., maar er zijn er ook van nauwelijks 3000°. Slechts de aller laagste sterre-temperaturen kunnen in onze labo ratoria verkregen worden, zoodat men helaas geen proeven kan nemen met kunstmatig na gebootste sterren, d. w. z. met gasmengsels die een temperatuur van meer dan 3000°C. hebben; wil men zich een denkbeeld vormen van de toe standen die er in zulke heete gasmassa's heerschen, en van de veranderingen waaraan zij onder hevig kunnen zijn, dan is men aangewezen op theoretische beschouwingen, aan de hand van een extrapolatie der bij lagere temperaturen afgeleide formules. Wij hebben dus nu het recht -n onze zon een ster te zien uit hoofde van haar grootte, hare lichtsjterkte en hare samenstelling; wij zullen thans zien dat zij zich ook in hare beweging als eene der vele sterren gedraagt. Als de zon een beweging door het Heelal heeft, neemt haar geheele gezin van planeten, satellieten, kometen en meteorenzwermen er deel aan. Voor een waarnemer op aarde komt dus de vraag: is de zon op reis"? neer op de vraag: is de aarde op reis"? Daar hij zelf deel uitmaakt van dit hemel licht, kan hij een beweging ervan slechts dan be merken indien hij op de een of andere manier over vaste merkteekens beschikken kan. Wanneer een zeeman door een zee-engte moet varen en weten wil of zijn schip de snelheid van den tegenstroom overwint, bepaalt hij met zijn kompas de richting van vaste merken op den wal en teekent op zijn kaart de plaats van het schip als snijpunt van de gepeilde richtingen aan; doet hij dit na eenigen tijd nog eens, dan geeft de opnieuw verkregen plaats hem de verlangde aanwijzing. Hij zou echter even goed een antwoord op zijn vraag gekregen hebben als hij op gezette tijden den hoek gemeten had tusschen twee merken, liefst ter weerszijden van zijn koers. Hij ziet bijv. twee ver verwijderde bakens onder een hoek van 10 graden; beweegt hij zich in de richting daarvan dan zal hij na eeni gen tijd dien hoek als 20 graden blijken te meten, terwijl dan twee even ver achter hem geplaats te bakens, welker richtingen aanvankelijk 20 graden verschilden, nu zouden blijken slechts 10 graden uit elkaar te staan. Als aanwijzing voor zijne beweging gaan dus de merkteekens vóór hem perspectivisch uiteen, terwijl de achter hem ge plaatste zich perspectivisch sluiten. Brengen wij deze gevolgtrekking naar het vraag stuk der zonne-beweging over, dan leert zij dat een waarnemer op aarde op de sterren moet letten, want andere merkteekens heeft hij niet tot zijn beschikking; jammer genoeg zijn dit geen vaste bakens, want de sterren hebben zelf ook bewe gingen. Daarom onderstelt hij gemakshalve dat deze zonder eenigen regelmaat verloopen en hij ge bruikt voor zijn onderzoek een zoo groot mogelijk aantal sterren; bemerkt hij nu dat er een bepaalde hemelstreek is, die zich in den loop der jaren een weinig perspectivisch geopend heeft, en een daar tegenover gelegen streek, die zich perspectivisch heeft ontsloten, dan heeft hij daarmede althans de richting van zijn beweging vastgelegd. De groote William Herschei had een stroke of genius" toen hij in 1783 deze richting aangaf met behulp van de eenige 13 sterren, waarvan toen de beweging aan den hemel met voldoende nauwkeurigheid bekend was. Het onderzoek is in de 19de en 20ste eeuw herhaaldelijk (en natuurlijk veel zuiverder) overgedaan en men weet dan ook sedert lang dat de zon met haar gezin op reis is in een richting, die aan de hemelsfeer uitkomt ergens op de grens der sterrenbeelden Hercules en de Lier. Maar komt deze beweging ook quarttitatief met die der sterren overeen? Geschiedt de reis niet met een snelheid, die zóó ver beneden die der sterren blijft of deze zoodanig overtreft, dat men ten slotte toch niet het recht zou hebben van gelijksoortige hemellichten te spreken? 1) De snelheid kan niet uit de verplaat sing der bakens worden afgeleid, want daartoe zou men precies moeten weten op welken afstand zij staan, en dat is niet bekend. Voor dit onderzoek moet weder de spectraalanalyse, maar nu in een anderen vorm dan vroeger, te hulp worden ge roepen ; de techniek van het opnemen en uitmeten van sterre-spectra was pas in de eerste jaren van deze eeuw ver genoeg gevorderd om eenigszins betrouwbare uitkomsten te kunnen leveren, en eigenlijk zijn de eerste goede antwoorden op de gestelde vraag eerst tusschen 1911 en 1918 ge geven. Het gemiddelde daarvan geeft de snelheid der zon in de ruimte als 20,6 K.M. per seconde, een bedVag waarmede zij zich, evenals door hare samenstelling, als een middelmaat-ster kenbaar maakt. Onze landgenoot Voüte, thans Directeur der Bosscha-sterrewacht te Lembang (Java) heeft in 1920, uit verschillende bronnen, een catalogus van bijna 2100 uit spectra afgeleide sterre-snelheden samengesteld 2). Deze catalogus leert dat 30 pCt. der sterren een snelheid in het Heelal be zitten tusschen 10 en 30 K.M. per seconde, en de snelheid der zon dus in alle opzichten een sterresnelheid is. Een laatste vraag, die wij de zon als ster beschouwende onder de oogen moeten zien is de volgende: is deze ster alleen op reis, of in gezelschap van anderen? Een reisgezelschap is aan den hemel geen uitzondering. Het sterrenbeeld de Pleiaden, het bekende Zevengesternte, toont ons een groep van bijna 2 graden middellijn, waarvan meer dan 100 sterren een gelijkgerichte en even snelle be weging bezitten (6 sec. per eeuw). Over een zeer veel grooter oppervlak verspreid, zoodat ze zich aan ons oog niet meer als groep" vertoonen, reizen 41 heldere sterren tezamen met een bijna 2 maal zoo groote snelheid ; hare bewegingen voeren haar gestadig verder van ons vandaan, waardoor ze aan den hemel langzaam, maar zeker, gaan samendringen en wie met zijn geestes-oog 65 millioen jaren in de toekomst kan zien, ziet dit gezel schap aan den hemel prijken als een dichte groe peering, 5 maal kleiner dan die welke het Zeven gesternte ons thans te zien geeft. Behoort nu de zon ook tot een dergelijk reisge zelschap? Deze vraag kan men noch bevestigend, noch ontkennend beantwoorden. Sterren, die met de zon zouden samen reizen, die dus in de ruimte een beweging hebben gelijk gericht en even snel als zij, hebben natuurlijk ten opzichte van haar geen beweging; en nu is het, met het oog op het zeer kleine bedrag der bewegingen en de fouten, waar mede onvermijdelijk de astronomische metingen zijn aangedaan, veel te gewaagd, ja zelfs onge oorloofd om van de duizenden sterren, waarvoor geen beweging kan worden afgeleid, te zeggen dat zij met de zon een reisgezelschap vormen. Anders gezegd: het is zeer wel mogelijk dat de zon met andere sterren samen reist, maar dan zijn deze in het gedrang van andere reizigers verloren ge raakt. Wat doet het er toe? Alleen of met anderen reizende, in elk geval wordt onze zon als ster medegevoerd inden gigantischen loop der door Kapteyn ontdekte sterren-stroomen, een beweging als men wil van hoogere orde dan de boven be schrevene. 1) Spiraalnevels bijv. zijn ongeveer 30 maal sneller dan sterren. 2) Uit het spectrum leert men van de ruimte beweging alleen de ontbondene in de richting ster aarde kennen; voor een groot aantal sterren kan echter uit de gemiddelde waarde van deze ont bondene de gemiddelde waarde der ruimtebewegingworden afgeleid. HETBQEK VAN DE WEEK MEISJE door Een doktersvrouw uit het Zuiden (M. M. STIEMENS-HOPMAN) Met een voorrede van IDA HEIJERMANS Illustraties van B. MIDDERIGH-BOKHORST Prijs gtbondin f2.90 Ingenaaid f2.25 De voorrede eindigt als volgt -. Meisje, uw lieflijk levensverhaal is van groote beteekenis." Uitgave vin YAN HOLKEUt i WAREIDOIF, A'dim