1928 Orgaan van de Christelijke Vereeniging van Natuur- en Geneeskundigen in Nederland - pagina 64

62 leidde tot de kennis van de eenheid van het heelal. Ongeveer in denzelfden tijd, toen men uit het aantal en de ligging der lijnen in het spectrum van eene ster gegevens verzamelde over haar chemische samenstelling, gelukte het ook de oppervlakte-temperatuur van de hemellichten te bepalen, doordat men de intensiteitsverdeeling van hunne spectra met de intensiteitsverdeeling van de spectra van aardsche lichtbronnen, waarvan de temperatuur bekend was, vergeleek. Van de aardsche lichamen was deze samenhang tusschen intensiteitsverdeeling en temperatuur empyrisch bepaald. Voor de hemellichten moest men later extrapoleeren. Men berekende toen, dat de temperatuur der witte sterren moest Hggen tusschsn de 22000 C en 12000 C, die der gele sterren tusschen 8000= C en 5000 C en dat die roode, hoogstens 3400" C konden bedragen ^). Wat zien wij nu onder de gewone omstandigheden en bij eene zonsverduistering van onze gele zon, waarvan de oppervlakte-temperatuur hoogstens 6000 C bedraagt, en wat bij eene totale zonsverduistering? De zon bestaat voor zooverre men thans weet, uit gloeiende gassen, zoodanig samengeperst, dat zij wat gewicht aangaan, bijna vloeistoffen zijn. Om deze kern he2n bevindt zich een lichthulsel, de fotosfeer, welke uit een mengsel van gassen en vloeistoffen bestaat. Van dit lichthulsel gaat het licht en de warmte van de zon uit. Om deze fotosfeer bevindt zich de atmosfeer van de zon, die wij bij gewone omstandigheden gewoonlijk niet te zien krijgen en den naam chromosfcer draagt. Bij eene zonsverduistering zien wij, daar de maan schijnbaar even groot is, d2ze chromosfeer als een roodachtig gekleurde ring om de zon heen. Uit dezen ring komen dan een aantal roode zonnevlammen (protuberanzen) te voorschijn, soms meer, soms minder in aantal. Rondom deze chromosfeer bevindt zich eene uitgestrekte lichtkrans, de corona, van eene zilvergrijze kleur, bestaande uit een eigenlijke coronaring en coronastralen, die somstijds eene lengte van eenige zonsmiddellijnen kunnen hebben. Deze corona is bij elke eclips verschillend, waarop ik straks nog nader terug kom. Door nu op verschillende afstanden van het midden van de verduisterde zon een kijker met een spectrograaf te richten, en het gevormde spectrum te fotografeeren, kan men, 1) E. Strömgren. Die Haupfprobleme der modernen Asfronomie 1925, pag. 56.

Deze tekst is geautomatiseerd gemaakt en kan nog fouten bevatten. Digibron werkt voortdurend aan correctie. Klik voor het origineel door naar de pdf. Voor opmerkingen, vragen, informatie: contact.

Op Digibron -en alle daarin opgenomen content- is het databankrecht van toepassing. Gebruiksvoorwaarden. Data protection law applies to Digibron and the content of this database. Terms of use.

Printen