Sterrenkunde.

III.

In het vorige artikel, eenige maanden geleden geschreven, beloofde ik nog nader terug te komen op de dubbelsterren en de veranderlijke sterren.

In het einde der 18de en het begin der 19de eeuw gevoelde men de behoefte aan goede sterrencatalogi, waarin zoo nauwkeurig mogelijk de plaatsen van alle sterren tot een bepaalde grootte (dit woord heeft betrekking op de helderheid) opgeteekend stonden. Het trof verschillende astronomen, die met dit werk bezig waren, dat er nogal tamelijk veel sterren in eikaars buurt stonden.

Nu kan men beginnen met te veronderstellen, dat deze nabuurschap slechts een schijnbare is, dat de ééne ster veel dichter bij staat dan de andere, en dat ze slechts ongeveer in één richting gezien worden. Ze zou dan een meer of mindere toevalligheid zijn. Door het buitengewoon groote aantal kwam men er toe te gaan vermoeden, dat deze sterrenparen wel eens bij elkaar zouden kunnen behooren. In dit laatste geval zullen ze dan waarschijnlijk ook wel banen om elkaar beschrijven, en na voldoend lange waarneming moeten deze bewegingen ook te zien zijn. Herschel en Struve, wierpen zich een honderdtal jaren geleden op dit probleem en legden catalogi aan, die zoo nauwkeurig mogelijk de onderlinge positie van de waargenomen dubbelsterren aangaven. In slechts weinig gevallen zijn de metingen voldoende nauwkeurig geweest, om duidelijk te laten zien, dat de baan van eene ster om de andere een ellips was. Dit behoeft niet te verwonderen, daar door den zeer geringen afstand, een onderdeel eener boogsecunde, de metingen uiterst lastig zijn. Eigenlijk beschrijven beide sterren ieder een baan om haar gemeenschappelijk zwaartepunt, maar men beschouwt voor de eenvoudigheid de helderste ster als rustend en herleidt dan de baan der andere ster ten opzichte van de in rust aangenomen eerste. Als men nu van een dubbelster de parallaxis kent, dan kan men hieruit gemakkelijk de ware afmetingen der elliptische baan vinden en wat nog belangrijker is, de totale massa van het stelsel met behulp van de derde wet van Kepler.

Er bestaan drie zoogenaamde wetten van Kepler, oorspronkelijk echter alleen geldend voor ons zonnestelsel. De eerste wet zegt ons, van welken vorm de baan is, die een planeet om de zon beschrijft, de tweede vertelt, hoe de snelheid van een planeet in de verschillende punten harer baan is en de derde wet legt het verband tusschen de afmetingen der baan en den omloopstijd om de zon, in welke betrekking echter bovendien voorkomt de totale massa van die planeet en de zon. Deze wetten zijn oorspronkelijk uit experimenteele gegevens afgeleid. Men kan ze echter geheel langs theoretischen weg afleiden uit bepaalde grondwetten der mechanica. Nu gelden deze regels weliswaar alleen voor het zonnestelsel, maar zoolang niet blijkt, dat deze wetten elders niet gelden, hebben we het volste-recht om ze ook toe te passen buiten het zonnestelsel. Zoo levert ons dus deze derde wet van Kepler, mits bovendien de parallaxis van een dubbelster bekend is, de totale massa en, als het gemeenschappelijk gevonden is, ook nog de massa's der beide componenten.

Als voorbeeld haal ik aan een heel oud en goed bekend geval, dat van Sirius. Om Sirius heen loopt een begeleider, die veel lichtzwakker is, en daarom slechts in heele goede kijkers te zien is, in plm. 49 jaar.

Deze begeleider is nog merkwaardiger dan Sirius zelf. Hij behoort tot de zoogenaamde witte dwergsterren, die een uitzondering op den algemeenen regel van r o o d e reuzen en r o o d e dwergen vormen (zie het vorig artikel) en waarvan er nog maar een stuk of drie bekend zijn.

De massa's van Sirius en begeleider zijn normaal, d.w.z. wijken niet veel af van de zonnemassa. De temperaturen zijn heel hoog, veel hooger dan van de zon. Terwijl Sirius zelf de gewone afmetingen van een witte ster bezit, is gebleken, dat de begeleider van Sirius ongewoon kleine afmetingen heeft en wel een middellijn van ongeveer 20.000 K.M., dus nog niet tweemaal de aard-middellijn. (Langs verschillende wegen is men tot dit resultaat gekomen.) Het verbluffende is nu, dat in dit kleine volume een zoo groote massa opgehoopt is, dat de dichtheid van den begeleider 50.000 maal zoo' groot is als de dichtheid van water, d.w.z. één Liter gevuld met materie van de genoemde ster zou 50.000 K.G. wegen, of nog Sprekender, één kubieke centimeter 100 K.G-. Toen men voor het eerst op deze fabelachtige getallen kwam, meende men dat er ergens een fout school: het leek al te dwaas. Thans kan men dit wel begrijpen in verband met de nieuwe opvattingen over de structuur der materie. Wanneer we aannemen, dat de-materie bestaat uit deeltjes, atomen geheeten, bestaande uit kernen, waaromheen andere stoffelijke deeltjes, de electronen, wentelen, als planeten om de zon, terwijl bovendien de eigenlijke massa van het atoom hoofdzakelijk gecomprimeerd is in die atoomkernen, en wanneer we weten, dat de eigenlijke kernen (ook al omdat er veel ruimte noodig is voor de rondbewegende electronen) op heelen groeten afstand van elkaar zich bevinden in normale omstandigheden, dan kunnen we gemakkelijk begrijpen, dat bij afwezigheid van de electronen, de zooveel zwaardere kernen heel dicht bij elkaar gebracht kunnen worden. Iets dergelijks denkt men zich nu aanwezig te zijn bij den begeleider van Sirius. Zelfs nog grootere dichtheden, dan daar gevonden worden, bestaan dan in theorie.

Maar genoeg hierover. Een niet minder belangrijke groep hemellichten vormen de veranderlijke sterren, waaronder men verstaat sterren, waarvan de helderheid, de lichtsterkte, aan perio»dieke veranderingen onderhevig is.

Het zoeken naar de oorzaken van deze helderheidswisselingen is een belangrijk vraagstuk, waar we een volgend maal iets van hopen te vertellen.

J. M. SMORENBURG.

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