Natuurkundig tijdschrift voor Nederlandsch?Indie / uitgegeven door de Koninklijke Natuurkundige Vereeniging in Nederl.?Indie.
Korte schok. Een verticale schok. | «>. : Lichte schok. 254 0. Vrij hevige schok. Vooralgegaan door + seraardsch gedruisch. Zeer lichte aardbev ing. hte — schok. schok. EB n lichte scho CH “oe lichte schok. | | да „ingekomen van HH. Medewerkers, die onder de volgende nummers in de lijst voorkomen: rai Res. Sumatra’ e Rue 112. apanoeli. 711 (Natal). Ass. Be Bılliton E = | | | Residentie Tijdsbepaling. + bS Berichtgever. | Waarnemingsplaats. | ol (Bataviasche % | Е a : | | Gouvernement. 8 | ка | = я сай Aardbevingsberichten over December 1887. 2 a E: 716 |А. M. EK | Amo 7. еп 0. afd. Boran. u w£ P | 321 B. Frijlink. | andjérmasin. J. en О. afd. Borneo. 11 i r^ ZN 822 |W. J A. Roijen. | Kendangan.  O. afd. Borneo. 11 > 10.51 6. R. 544,88. | Afdeelingen Bandjer- 7. en 0. afd. Borneo. 11 > +10" | masin en ebitbelan- | Чеп Маг ra, | Атоста, Dajakla | den en Doesoelanden. 823 |H. R. de Vries. Moeara Teweh, Z. en 0, afd. Borneo. 11 31 p. Schippers. Toeloeng-Agoeng. |Kediri. Kn " d i е b od юэ съ 321 В. Frijlink. PGermasin. Z. en 0. afd. Borneo. G. В 1880/88. 145 Боер вап. Tapanoeli 21 G. В. 1880/88 Tapanoeli. 111 |F. Twiss. = al Tapanoeli. 86 E. Ketjen. — Preanger Reg. 6. В. 74/88. Ijiamis. Cheribon. Berichten, dat geene aardhevingsy erschijnselen gedurende de maand December R eanger Reg: 67. Res: » Semarang: 278. 4 V Soerakarta: 305, 308. x Verbelering. іп de аге вена over Juli—December 1886 (Deel 764 br. Stammeshaus. Be 19 Oct. 0 1 Dit moet zijn: | 17364 у. Стоб ы оз и 118 š ------- Ru en 209 » Intensiteit en aard der beweging. Bijkomende verschijnselen en opmerkingen. 1 N0.—2W. "DES omen, Zijn ingekomen v. _ es. Tapanoeli: 711 (Natal) ` Palembang; 764 із eee 4—5. 3. Horizontaal. Eenige elkauder snel APRES vrij hevige schokken Horizontaal golvend. .18. Een lichte horizontale aard- аса in drie flauw te onder- schei schokken „ slechts eae eu aanhielden. .|2. Lichte schok. Onbeduiden Vrij hevig. 4. Een schok. “ . [Horizontale schok. Vrij hevige en langdurige aardbeving Ook te Тү lamis waar men, doch in de я 5 Geen o Gekraak in de houten Тт Twee knaapjes vielen om. midden der ea stond en groote ronde waaro gevallen. e: mer staan vier cotta beelden op supports. "Dui zijn niet ge dome h. пен Ad bem: t eerst bi a Teweh het ae bericht илийн Зайн werd. istricten is niets gev Res. Sumatra van Н.Н. Medewerkers, die onder de volg Ass.-Res. Bi liton: 805 e nummers in yst s Oostkust: MEDEDEELING . EENE WAARNEMING BIJMANEN. De Heer F. L. van DER Vinne te Blitar deelde in een schrijven dd. 11 Augustus 1887 het volgende mede: »Ор den 6% Augustus jl. vertoonde de maan zich des morgens »om 5 uur met drie kleine bijmanen en een ellipsachtigen kring. »door de maan heen, gekleurd met de kleuren van den regen- „boog. De lucht was geheel helder met een prachtigen ster- »renhemel.” Deze beschrijving wijkt eenigszins af van de wijze, waarop zich het verschijnsel gewoonlijk voordoet. Vermoedelijk bestond de »ellipsachtige" kring uit de bovenste helft van een kring om de maan en een horizontale streep door de maan heen. DE DUUR VAN DE OMWENTELING DER ZON i OM HARE AS. Voordraeht gehouden in de Directie-vergadering DER KONINKLIJKE NATUURKUNDIGE VEREENIGING op 12 Juli 1888 DOOR Юг. J. Р. VAN DER STOK. Mijne Heeren! Het onderwerp, waaromtrent ik heden avond eenige, zij het ook onvolledige mededeelingen wensch voor te dragen: »de duur van de omwenteling der zon om hare as”, scheen mij om meer dan eene reden uwe aandacht overwaardig. Het is waar, stof voor eene eigenlijke populaire lezing biedt het niet aan. Slechts dan, wanneer een hoofdstuk der weten- schap alle trappen van ontwikkeling heeft doorloopen , indien het van uit het studeervertrek van den theoretischen kamer- geleerde gekomen is in de handen van den practischen natuur- vorscher, die de gevolgtrekkingen toetst aan de kritiek der proefneming en het daarna bezien. herzien, vereenvoudigd is door de nijvere samenwerking van hen, die zich bescheidenlijk op den tweeden rang der onderzoekers hebben te plaatsen, eerst dan is het onderwerp geschikt om, als algemeen eigen- dom, als res nullius, voor het groote publiek gebracht te worden. En dan nog slechts, wil het vruchten dragen, door een man 14 als de eenige Тухоллл,. die niet alleen zijn onderwerp volkome machtig is, maar die ook over de groote hulpmiddelen vat eene eigenaardige, bijna naieve welsprekendheid en van on perkte experimenteele hulpmiddelen kan beschikken. Zulk een onderwerp is het nu gekozene voorzeker niel: integendeel, in plaats van scherpe methoden, die tot zekere uitkomsten moeten leiden, in plaats van resultaten die vast stain. ook al mocht de beschouwingswijze in den loop der tijden gehel veranderen, kan ik u, als ware dit eene spiritistische séance, slechts vage omtrekken en resultaten van twijfelachtige zeker heid aanwijzen. : Toch twijfel ik niet aan uwe belangstelling; want het onder werp bezit al de aantrekkelijkheid, die door ieder denken mensch in het grootsche verband gevonden wordt, datt bestaat tusschen alle onderdeelen der wetenschap, die eenheid bij groote verscheidenheid, welke dikwijls, op onverwachte | wijze, een schijnbaar beteekenloos détail tot den hoeksteen l een groot gebouw kan verheffen. | | De kwestie toch van de omwenteling der zon om hare ® sluit zich onmiddellijk aan, en is naar mijne overtuiging 8. тоереп om eene overwegende rol te spelen in het gro vraagstuk omtrent het ontstaan en de toekomst van onze wert en van onze aarde, die al hare levensmiddelen put uit det die reeds door Anrsroreres werd genoemd de pater el at тошит, de vader en bewerker van alle beweging. Т. Пеле bron van licht en warmte moge toch in practisché | zin, d. i. voor de naaste toekomst, onuitputtelijk genoemd W0" den, in wetenschappelijken zin kan dit onmogelijk het МЕ zijn, еп, tenzij er nog onbekende krachten en oorzaken bestaat: waardoor de verbruikte energie weder in omzetbaren шэг naar de zon teruggebracht wordt, moet eenmaal het ontzet | tend verlies aan arbeidsvermogen, dat de zon door uitstraling «cid tot dood en duisternis leiden in het geheele planet stelsel. E En deze sombere toekomst is betrekkelijk niet zoo ver versi 215 derd, ten minste niet, indien men den tijd, dien het de zon nog gegeven is te leven, vergelijkt met den duur van haar verleden. De spectroscoop is daar om onmiskenbare teekenen van verval en ouderdom aan te wijzen; de zon is wat men noemt ^on the wrong side" van de helft van haar levensduur (7). Wilt gij eene zon zien, die in den vollen bloei haars levens staat, wendt dan uwe oogen naar de schoonste der vaste sterren, de u wel bekende Sirius, die een licht uitstraalt, waarin de minder breekbare roode stralen bijna niet voorkomen, de blauwe en violette daarentegen verre de overhand hebben; van zonnen, die reeds.de roode kleur van den ouderdom dragen , geven Arcturus van den Ossendrijver en Aldebaran, het oog van den Stier, u sprekende voorbeelden, terwijl eindelijk Sirius en Procyon beide vergezeld zijn van uitgedoofde donkere zonnen, wier bestaan werd afgeleid uit onregelmatige bewegin- gen dier sterren. De gezellin van Sirius is door de sterkste telescopen nog even zichtbaar, die van Procyon blijft zich in het duister hullen, ook bij toepassing der krachtigste hulp- middelen. | Waarneming alleen echter Кап nooit tot een begrip leiden van hetgeen geweest is en van hetgeen zijn zal: hier moet aan de rede, de hypothese, eene eerste plaats worden toegekend en zeker zou men nimmer aan de resultaten van de spectro- scopie ‚deze beteekenis gehecht hebben, indien niet de mannen der gedachte den weg tot zulk eene interpretatie hadden ge- and. De vraag, welke de bron kan zijn van de zonnewarmte en waardoor zij wordt onderhouden, heeft dan ook van de oudste tijd af de philosophen bezig gehouden; maar duidelijk еп bruikbaar konden de gestelde hypothesen natuurlijk eerst zijn, nadat de natuur der warmte door de grondleggers der mecha- nische warmtetheorie was aangetoond eu ook door de schei- kunde betere begrippen omtrent verbranding waren ingevoerd. (1) Janssen, L’äge des étoiles, discours prononcé lors de la séance an- "uelle des cinq académies de l'Institut de France le 25 Octobre 1887. 214 Voor Karr is de zon de zetel eener voortdurende en heli verbranding: wel verklaart hij, volkomen juist, de Мше wone hevigheid van het proces door den grooten druk, ма. onder de zuurstof op de zon zich moet bevinden; maar he die warmte wordt onderhouden, wordt niet verklaard, en ever min, waardoor zij ontstaan is. Larprace neemt aan, e | oorspronkelijke nevelmassa eene hooge temperatuur bezat, dus deze warmte eene aan de stof inhaerente eigenschip в, evenals de zwaartekracht: maar welke de oorzaak is van № | voortbestaan der warmte, hierover laat hij zich niet | тс Burrox zoekt de brandstof.voor den vuurhaard in de op dea! vallende kometen. Maar elke poging om door verbranding of liever, algemeene" | uitgedrukt, door chemische verbrandingswarmte, de hitte dt zou te verklaren, moest opgegeven worden, toen men таш” | keurige metingen, aan den eenen kant dier chemische warm, | aan den anderen kant der door de zon uitgestraalde warmte had verricht. Indien de geheele massa der zon pestond tl waterstof en zuurstof, twee stoffen die bij verbinding de grootste hoeveelheid warmte leveren bij de kleinste massa, dan nog 1 de warmte, bij verbranding ontstaan, slechts in staat zijn 00 een voorraad voldoende voor een 5000-tal jaren sas t leveren. Deze hypothese is dus in lijnrechte tegenspraak mel ый dat, binnen den historischen ‚tijd, de warmtestraling der in zeker geene groote veranderingen heeft ondergaan. Des legger der mechanische warmtetheorie, de geniale ше Ковевт von Mayer, begreep dan ook, dat niet hieruit, мн uit een veel machtiger bron, de noodige warmte ger put, nl. uit de omzetting van mechanischen arbeid in wi | te. Het is u bekend dat elke beweging, die gestuit vl in warmte wordt omgezet en wel elke bepaalde ye я beweging in eene onder alle omstandigheden паш | gelijke hoeveelheid warmte. Uitgaande van het ei feit, dat er dagelijks duizenden meteoren hun weg vinden u 215 atmospheer der aarde, zocht hij in den val van meteoorsteenen op de zon de bron der onverzwakte zonnewarmte. Dat dit eene bron van warmte moet zijn, voor de zon zoo- wel als voor de aarde, is een feit dat niet te wederleggen valt. Maar de vraag is, is de aldus aangevoerde voorraad voldoende ? De hoeveelheid warmte, die de zon uitstraalt, is bekend, de hoeveelheid, die eene vallende massa doet ontstaan, eveneens en de vraag, hoeveel moet er op de zon vallen om voldoenden voorraad aan te voeren, was dus gemakkelijk te beantwoorden. Het antwoord echter veroordeelde de hypothese onherroepelijk. Indien toch de aldus berekende hoeveelheid materie op de zon valt, moet de zonnemassa jaarlijks toenemen; het gevolg hiervan is, dat de aarde steeds sterker door de zon wordt aan- getrokken, steeds dus in enger baan haren weg rondom de zou aflegt en dat dus de duur van het jaar voortdurend afneemt en wel jaarlijks met ongeveer eene halve seconde tijds. Eene dergelijke verandering van den omloopstijd strijdt ten eenen male met de berekeningen der astronomen en hiermede vervalt de hypothese. Wel tracht Mayer (1) aan dit bezwaar te ge- moet te komen, maar bij deze poging schieten zijne krachten te kort. Aan Hermuourz (2) komt de groote eer toe van het vinden van eene oplossing dezer kwestie, die, op 't oogenblik althans, aan de eischen der wetenschap voldoet. Laat mij u in enkele hoofdtrekken mededeelen op welke wijze hij en later Sir УУиллам Тномзох (3, de u bekende БАРЬАСЕ-КАМТ” sche neveltheorie hebben aangevuld. Laten er in den beginne gegeven zijn 29,000.000 lichamen zoo groot als onze maan, of dezelfde massa in grootere of kleinere of oneindig kleine deelen ay J. В. Maver, Beiträge zur Dynamik des Himmels in populärer Darstel- lung. Heilbronn, 1848 Cap. VI. % H. Hetmnourz, Wissenschaftliche Vorträge. Ueber die Entstehung des Planetensystems, Vortrag gehalten in Heidelberg und Сбт am Rhein im Jahre 1871. G) Sim WILLIAM Тномзох. The зип» heat. Voordracht gehouden in de Royal Institution of Great Britain 21 Jan. 216 verdeeld, elk met eene eigene willekeurige beweging en alli van dezelfde temperatuur, die in de ruimte heerscht, d. i geveer twee honderd graden onder het nulpunt. Gedurende eenige honderden jaren zullen deze massa's elkander vallen en na eenigen tijd zullen er tallooze bolsi plaats hebben, waarbij telkens de lichamen door de ода warmte smelten, totdat eindelijk alle te zamen zijn gekomen en door de ontzettende hitte niet alleen gesmolten maar mh vervluchtigd zijn, zoodat één groote gasmassa, uiterst fijn a licht, is ontslaan, wier straal zich uitstrekt tot ver buiten | in ontzettende schommelingen zal deze massa zich afkoelen: hadde men zich oorspronkelijk de deelen in rust gedacht, da zou de gasmassa geene draaiende beweging vertoonen; ot spronkelijk had echter elk deeltje zijn eigen beweging enl gevolg hiervan moet zijn dat de enorme nevelmassa zich m eene bepaalde as wentelt; het moment dier draaiende Бехер. is gelijk aan de som der momenten van alle аврей Ш | die nu nog plaats vinden in het geheele planetenstelsel, 8 deze grootheid zal, indien ten minste geen weerstandbied middenstof de ruimte ҮШІ, tot in alle eeuwen dezelfde blijven Ziehier dus de asbeweging, die door Laprace eenvoudig WS aangenomen zonder meer, en door Kant op geheel ou wijze was verklaard, op eenvoudige wijze in de theorie ing e Eenmaal deze gloeiende langzaam draaiende nevelmass г seven zijnde, zullen, volgens de u bekende door Lu? meesterlijke wijze Saamgestelde mechanische wetten, dem schillende planeten met al hunne eigenschappen gevormd we ” In de automatische d. i. mechanische ontwikkeling van Dl planetenstelsel , van af de koude stof in de ruimte verdeeld h de tegenwoordig heerschende orde en schoonheid, verlicht @ x verwarmd door de schitterende zon, zegt Тномвом, 18 in b lijkheid niet meer geheimzinnigheid gelegen, dan er ligt het opwinden van een klok en het afloopen daarvan Ша zij stilstaat. Inderdaad is de werking van een horloges 217 moeilijker te begrijpen dan de eigenschappen eener gasvormige nevelmassa. Onderstellen wij uu dat de planeten gevormd zijn: de zon, evenals vroeger de geheele nevelmassa, een gasvormige gloeiende bol, langzaam draaiende om zijne as, zal door uitstraling voort- durend warmte verliezen. Zal zij nu ook in temperatuur afnemen? Hoe vreemd dit ook op den eersten aanblik moge schijnen , het antwoord, dat Негмвогт; hierop in 1871 gaf, luidde ontkennend. Wij staan hier voor een wetenschappelijke paradox, die ver- kondigt, dat een lichaam door warmteverlies eer hooger dan lager in temperatuur wordt. In het dagelijksch leven zijn wij alleen vertrouwd met de physische eigenschappen van vaste lichamen en deze kunnen zeker geen warmte verliezen zonder tevens kouder te worden ; eene gasvormige massa echter krimpt door warmteverlies in veel grootere mate samen dan eene vaste en wat is inkrimpen anders dan het vallen van de deelen naar elkander ouder den invloed der zwaartekracht? Hierbij nu ontstaat door dien val wederom warmte en bij een gasvormig lichaam is deze nieuw ontstane warmte grooter dan die welke door straling verloren werd en hierdoor de oorzaak der inkrimping is geweest (1). Ziehier dus de eenige, bij den tegenwoordigen staud der wetenschap, juiste verklaring van het feit dat de zon niet haar totaal arbeidsvermogen, wel echter haar temperatuur op gelijke hoogte kan houden, zoolang zij nog gasvormig en gedeeltelijk vioeibaar is. Dit eenmaal aangenomen kan men nu ook berekenen hoelang de zon op dezelfde wijze als thans geschenen heeft en hoelang ditzelfde spel van warmteverlies en winst nog kan duren. Twintig millioen jaren voor het verledene en vijf à zes millioen jaren voor de toekomst, ziehier de grenzen die op deze wijze zijn — (1) J. Homer Lane. American Journal of science. July 1870. Eene soortgelijke paradox is de stelling, dat een hemellichaam dat zich rondom de zon beweegt in snelheid zal winnen indien er in de ruimte een weerstandbiedend medium aanwezig is, dat zijne beweging belemmert. et zal namelijk hierdoor gedwongen worden zich met steeds grootere snelheid maar in kleinere haan te bewegen. 218 vastgesteld ; wat ook de geologen , op grond hunner bereke tegen deze conclusie, vooral wat het betrekkelijk beperkte \ den betreft, mogen inbrengen, de mechanische warmtel antwoordt met een non possumus: wij kunnen niet и Verliest de zon dus eenmaal, door de voortdurende toeneming in dichtheid, de eigenschappen , die aan gasvormige lichamen toekomen, dan heeft het warmteverlies niet meer zulk en groote warmte-ontwikkeling tot indirect gevolg en de heerschapl van koude en duisternis is het onvermijdbare einde; want, wn. zooverre ons bekend is, is de warmte door straling aan de ове“ dige ruimte afgestaan onherroepelijk verloren. Kon echter op eeit ons nog experimenteel onbekende wijze deze energie wederom naar de zon toegevoerd worden, dan zou de Нкимномти hypothese moeten vallen en eveneens de conclusiën dl afgeleid. | Eene poging om aldus het behoud van energie, dat vim de zon waarnemen, te verklaren, heeft, om van andere minder waarschijnlijke hypothesen niet te spreken, de u ke, ` WILLIAM Siemens (1) gewaagd. Hij stelt de hypothese, dat de ruimte inderdaad uiet 10%% is, maar gevuld met gassen in uiterst verdunden toestand die door de centrifugaalkracht aan den equator der 208 ші ruimte ed we m gassen zijn Зэс die de stralend reusachtigen maalstroom , die aanvoert langs de as der draa zon, afvoert in het vlak van den equator , zoodat de ке als een reusachtige ventilator. Door onderlinge verd door verbranding, regenereeren dan deze ontlede gasset door wederom de door straling verloren warmte. Er zijn vele en overwegende bezwaren tegen deze hyp in te brengen en, zooals ik reeds zeide, de Hang?" 0) Dr. C. W. Simens, On the conservation of solar energy. of the Royal Society of London, Vol. XXXIII p. 389. 219 pothese is de eenige, die op het oogenblik in overeenstemming is met de bekende feiten: maar het moet niet uit het oog ver- loren worden dat bij eene hypothese, welke ook, nimmer mag stilgestaan worden. De vooruitgang der natuurweten- schappen, zegt Нергмногта, hangt daarvan af dat uit de bekende feiten altijd nieuwe inducties gevormd worden en dat de gevolg- trekkingen dezer inducties, voor zooverre zij op nieuwe feiten betrekking hebben, met de werkelijkheid door het experiment vergeleken worden. Hoe zullen wij dus in dit geval de ver- schillende hypothesen aan de werkelijkheid toetsen ; deze vraag moet zich onmiddellijk aan elke cosmogonische theorie aansluiten. Ten einde deze vraag juist te kunnen stellen moet ik u op de noodzakelijke gevolgen der drie hier behandelde hypothesen opmerkzaam maken. Volgens de eerste, die van Mayer, die in elk geval gedeeltelijk juist is, moet de massa der zon steeds vermeerderen door de vallende meteoren ; een eerste gevolg hier- van is dat de diameter der zon langzaam maar zeker moet toe- nemen; eene tweede gevolgtrekking is, dat in dit geval de om- wentelingssnelheid der zon moet afnemen, want die meteoren zullen wel in allerlei richtingen op de zon vallen en dus door hunne beweging uiet op directe wijze de omwenteling ver- snellen of vertragen. Het moment der asbeweging, dat bestaat uit een product van afstand, massa en snelheid, zal dus het- zelfde blijven; worden derhalve de massa en de afstand grooter, dan moet de hoeksnelheid kleiner worden. Ziehier dus reeds twee gevolgtrekkingen, die door het experiment aan de werke- lijkheid kunnen getoetst worden. Volgens de Hermuourz'sche theorie daarentegen moet de diameter der zon steeds afnemen en wel volgens de berekening jaarlijks met ongeveer 75 meters; op dezelfde wijze redeneerende als in het vorig geval, komen wij dan tot eene versnelling van de omwenteling. Indien echter de Stemens’sche of eene diergelijke hypothese de juiste is, dan zal de straal der zon noch af- noch toenemen, maar de omwentelingssnelheid zal door de voortdurende wrij- 220 ving, die er bestaat tusschen de gassen in de ruimte en de massa der zon, steeds moeten afnemen : elk deeltje, dat aan den – . equator in de ruimte geslingerd wordt, zal een deel der rot. torische beweging met zich voeren en aan de ruimte mele deelen, terwijl door den aanvoerenden stroom, die bij de polen ` der zon invalt, nimmer ook maar een deel van het verloren ше : ment kan teruggegeven worden. Ik geloof zelfs dat dit argument | zeer sterk tegen de Stemens’sche hypothese pleit: want door ` dit proces van af- en aanvoer zou de zonnemassa spoedig ll rust moeten komen en hierdoor ook de geheele ventilatorbeweging ophouden , die Sremens tot grondslag zijner onderstelling aanneemt. | Nog een derde criterium blijft er over, waaraan men cosmo- : gonische hypothesen zou kunnen toetsen, nl. de directe meting ` der zonnewarmte; ik noem dit echter met voordacht in de laatste plaats, omdat juist het doel aller hypothesen is om te kenschap te geven van de onveranderlijke zonnewarmte en hierdoor dus minder de hypothesen zelve dan wei de noodat kelijkheid van het stellen daarvan aan de ervaring zouden ge toetst worden. Hoe dit ook zij, de aanwezigheid van one dampkring die, onder den invloed der zonnewarmte zel: steeds in samenstelling verandert, maakt eene nauwkeurige | meting dier zonnewarmte, zoo nauwkeurig als zij voor dit doel 1 noodig zou zijn, onmogelijk en het laat zich niet wel inzien hoe, ook in de toekomst, dit groote bezwaar kan opgeheven 1 worden. Zelfs als de waarnemingen verricht worden 0) + hooge bergtoppen blijft dit probleem een der moeilijkste 9 ` meest ingewikkelde van de opgaven die der physica gesteld е Er blijven dus voor de waarneming als eenige factoren ove! > de meting van den diameter der zon en van de omwenteling® ` snelheid. ee Tusschen deze twee is echter de keuze niet moeilijk. ik Ç Sens de hypothese toch van Нермногту is eene verininderilé : van den zonsdiameter met jaarlijks 75 meters voldoende t rekenschap te geven van het behoud van het stralingsvermogel en deze vermindering brengt slechts eene verkleining van de | = 221 diameter teweeg van ééne boogsecunde in 9000 jaren. Weest niet bevreesd, mijne Heeren, dat, nu ik eindelijk na deze lange inleiding tot het eigenlijke onderwerp dezer voordracht overga, de lengte van hetgeen volgen moet evenredig zal zijn aan die van het voorafgegane. Voorzichtiglijk heb ik er u in den aanvang reeds op voorbereid, dat het gekozen onderwerp geen afgerond, afgewerkt geheel vormde en dit gebrek aan even- redigheid der samenstellende deelen is niet zoozeer mijne schuld als wel kenmerkend voor al wat onvoltooid is. En kon ik u nu nog op bepaalde resultaten wijzen en, al ware het onder voorzichtig voorbehoud, door middel der ver- kregen uitkomsten de cosmogonische hypothesen aan de kritiek der ervaring onderwerpen, dan ten minste zou het gewicht van het slot dezer lezing evenwicht kunnen maken met de lengte van de inleiding. Maar de bepaling van dien omwentelingsduur der zon gaat, zooals ik u zal aantoonen , met zulke groote moei- lijkheden gepaard, dat tot heden geen der drie geheel verschil- lende methoden tot eene vaste uitkomst heeft geleid. De eerste methode, de eerste naar rang en ancienniteit, is de zuiver astronomische; maar de omwenteling der hemellichamen om hunne assen is nu juist niet een terrein, waarop de sterrekunde eene sterke positie inneemt. Alleen van de aarde, de maan en van de planeet Mars zijn de omwentelingstijden met waarlijk astronomische zekerheid bekend. Eu dit is niet te verwonderen, (1) Auwers, Sitzimgsberichte der Berliner Akademie der Wissenschaften. 1886. $. 1055. 222 want het is duidelijk dat hiertoe in de eerste plaats noodig “ай op het hemellichaam een vast, wel gedefinieerd en onveranderlijk punt door den kijker kan gefixeerd worden, dat met het hemel lichaam de aswenteling volbrengt. Is dus het lichaam vloeibaar, gasvormig of ook voortdurend door een bewolkten dampkring omgeven, dan is er weinig kans om op deze wijze tot eene juste kennis van dien duur te geraken. Dat is nu in hooge male het geval met onze zon, in wier gloeienden dampkring stroomingen en uitbarstingen, stormen en cyclonen moeten plaats | vinden, die al onze begrippen te boven gaan. Wel heeft men op hare opperviakte reeds langen tijd “ welbekende zonnevlekken waargenomen en uit de beweging ` dezer vlekken den duur der aswenteling afgeleid; maar mei stuit hierbij op het bezwaar, dat reeds a priori te verwachten was, dat nl. de vlekken die als donkere wolken in de 2089 - atmospheer kunnen beschouwd worden, geene vasle plaats in. | nemen, maar, behalve dat zij in de Sen Sé rotatie-beweging ` deelen, ook nog eene eigene beweging vertoonen, die zeer verschil lend is voor verschillende vlekken. Reeds in 1610 zijn de zonne- - vlekken door Jonas Raps, Scuemer еп білігі ontdekt: waargenomen werden zij ongetwijfeld reeds vroeger, want Kerrier spreekt reeds van eene zwarte vlek die hij, als n magere vloo, op de oppervlakte der zon had gezien; maar bij meende dat dit de planeet Mercurius was; ook was men, ab vorens de zaak duidelijk was bewezen, niet geneigd а te doen van de meening dat de zon een toonbeeld van schit- terende onbeylektheid moest wezen , zoo zelfs , dat aan Sement ` de raad werd gegeven zijne glazen schoon te maken en? oogen uit te wrijven, alvorens aan iets te gelooven ам in ARISTOTELES stond. Jonan Farririus (1) spreekt, 1 ur Jom. Farrıcı Punysu de maculi; in Sole observatis et m" : Sole conversione narratio ele. Witebergae, Anno 1611. Deze verhandeling is eerst onlangs gevonden in de Hannoversche bibli theek. Zie hieromtrent: Abhandlungen herausgegeben vom Natur wissensebilk lichen Vereine zu Bremen. Bnd. X Нен 2. Bremen 1888. 225 eerst onlangs weergevonden verhandeling over de zonnevlekken, zeer bepaald over de aswenteling der zon; maar het was eerst aan de latere onderzoekers gegeven . door het verrichten van vele waarnemingen en vooral door juiste metingen, hieromtrent eenig licht te verbreiden. Het blijkt dan dat, zooals in de volgende tabel wordt aange- toond, die door Srörer is gegeven, er inderdaad op de op- pervlakte der zon stroomingen bestaan zoodanig , dat de vlekken , die aan den zonsequator voorkomen, zich veel snelter bew egen dan die welke in hoogere breedten worden waargenomen. Noorder breedte Omwentelingstijd 24° 26.12 dagen. 14° 25.62 » че 25.21 » 2^ 24.54 » Zuider breedte e 25.11 » b° 25.77 » 50° 26.22 g, in hoeveel dagen draait de zon om hare ав, is dus niet categorisch te beantwoorden ; verschillende punten der opper- vlakte vertoonen verschillende snelheden en het is dus zeer wel mogelijk dat ook de verschillende lagen der zon onderling in snelheid van draaiing verschillen. Bij de toepassing eener tweede methode wordt het gebied der sterrekundige metingen verlaten en het terrein betreden der zuivere physica. De methode is zoo ingenieus, dat eene korte uiteenzetting hier niet mag ontbreken. Zooals u bekend is gaan er van een lichtgevend lichaam trillingen uit in den lichtether, en wel voor elke soort van licht een bepaald aantal trillingen in de seconde: of liever, laat ops een geluidgevend lichaam nemen, dat voor elken bepaalden toon een bepaald aantal trillingen aan de lucht mededeelt ; stellen wij 100 in de seconde. ` Deze trillingen worden voortgeplant met eene snelheid van De vraag 224 550 meters in de seconde. Een waarnemer, die op een afstand van 990 meters verwijderd is van de bron van het ge luid, zal dus na 5 seconden den eersten trillingsstoot op het ge- hoorvlies waarnemen: na 1% Seconde wordt het trommel ‘vlies wederom in dezelfde richting uitgebogen, enz. 100- dat ook dit vlies na drie seconden zal aanvangen honderd trillingen per seconde te volbrengen. Maar als nu de bron van het geluid zich voortbeweegt, stel naar den waarnemer toe met eene snelheid van 100 meters per seconde, dan zal het proces ` niet op deze eenvoudige wijze verloopen. De eerste trilling. die het lichaam uitzendt, zal wederom па drie seconden, aal- komen; de tweede trilling, na 0.01 seconde afgegeven, gaat echter niet uit van het eerste punt, maar van een tweede, omdat het lichaam zieh in die 0.01 seconde een meter verplaatst heelt, deze komt dus niet aan hare bestemming na 5 seconden, maar "ase seconde vroeger: па 0.02 seconde gaat eene derde trilling 1 van het lichaam uit, die nu slechts 988 meters heeft af le ` leggen en dus 2½% seconden vroeger aankomt, dan het демі | geweest zou zijn, als de bron in rust gebleven ware. Пе ops vangen trillingen volgen elkaar dus sneller op dan de afgegeven ` en men hoort niet den toon, die overeenkomt met 100 trillingen in de seconde, maar met ongeveer 145 vibraties, d. i. een too, die aanmerkelijk hooger is: had de geluidsbron zich van ан waarnemer verwijderd, dan zou de waargenomen toon integendeel lager geweest zijn, dan de werkelijk uitgezondene. Ieder uwer ka. indien hij let op den toon der schel van een passeerenden stool i » duidelijk dezen overgang van hooger naar lager toon Wal nemen. Stel dus, de ware toon ware ons bekend, dan zou uit hel verschil van dezen met den waargenomen toon of nog beter uit het verschil der tonen bij nadering en verwijdering want men, de snelheid van den tram kunnen berekend worden. Hetze nu geschiedt met het licht; eene bepaalde lichtsoort, b. v. V geel van het element Natrium, komt overeen met een be Streep in het spectrum die, afs de bron in rust is, op 22 bepaalde plaats te vinden is: indien echter de bron in Wë 225 ging is, dan verandert de breekbaarheid en moet die streep zich verplaatsen; uit die verplaatsing nu is de snelheid der bron te berekenen. Wanneer wij nu door een hiertoe ingerichten зресигозсоор tegelijkertijd zien naar den oostelijken en den westelijken rand der zon waarvan de eene ons nadert en de andere zich van ons verwijdert, dan zullen wij niet één streep waarnemen maar twee, de eene links de andere rechts van de plaats waar een stilstaande bron, b. у. eene lamp, de streep doet verschijnen, en uit het verschil in plaats is de snelheid der as- wenteling te berekenen. Op deze wijze worden ook de eigen bewe- ging der vaste sterren en de snelheid, waarmede de uit de zon op- spuitenden gloeiende waterstof-erupties zich bewegen, gemeten. Het is duidelijk dat deze methode voornamelijk aan den equator der zon goede resultaten kan geven, omdat daar de abso- lute snelheid het grootst is en dat het verschil in afstand tusschen de beide strepen des te kleiner en dus de waarneming des te onnauwkeuriger wordt naarmate men zich meer van het equatorvlak verwijdert. Maar er is nog een bezwaar tegen deze methode: is namelijk de absolute snelheid berekend , dan kan men den omwentelingstijd slechts dan bepalen. als ook de afstand van het middelpunt der zon tot de laag, die de oorzaak is van de waar- genomen lichtende of donkere streep, bekend is; en hoe is het mogelijk om in de verschillende lagen, waarop aan den rand dier gloeiende gasmassa de kijker gericht is, die plaats, dien afstand, te bepalen? Ofschoon dus de bepaling van den omwentelings- duur langs dezen weg, in een zeer recenten arbeid (!) gegeven, vrij goed overeenkomt met dien uit de beweging der zonne- vlekken afgeleid (men vond 25.88 dagen), moet hieromtrent noodzakelijk nog groote onzekerheid blijven bestaan. Was de eerste methode zuiver astronomisch, de tweede geheel en al gebäseerd op physische theorie en waarneming, de derde en laatste waarop ik uwe aandacht wensch te vestigen 0) Henry Crew, Period of the Rotation of the Sun as determined by the Spectroscope. The American journal of science, Vol. XXXV, N°. 206. February 1888. 226 valt eigenlijk binnen geen dier beide terreinen, maar 1 eene geheel eigene plaats in de rij der proefondervind methoden in. Daarom juist trok dit onderwerp, als bijz geschikt voor eene voordracht voor dit auditorium mij aan, omd u hierdoor een blik wordt gegeven in de werkplaats der w schap, waar nimmer langs één weg, maar, als het eenigst mogelijk is, op velerlei wijzen naar eenzelfde doel wordt gesti Dezelfde vraag, op verschillende wijze gesteld, voert wel tot eene soortgelijke, zelden echter tot eene geheel ge oplossing; want de natuur, als een ervaren debater, onderse ook de fijnste nuances in het stellen der vraag en beantw alleen wat gevraagd wordt, wel eens minder, nooit meer. methode der zuivere statistiek dan, welke als derde hier w aangevoerd, stelt, in tegenoverstelling met de astronomie physica, de vraag nimmer scherp: waar де physica en ast mie van bepaalde experimenteel welbekende krachten spre mogelijk beperken, b. v. tot de streep van het spectrum оте eenkomende met één bepaalde golflengte, streeft de jongere! naar uitbreiding dan naar beperking; de ouderen stellen hypothese en toetsen de daaruit afgeleide gevolgen aan dee ring, der laatste is het meer om de ervaring te doen e om de theorie. Niet natuurlijk uit beginsel, maar omdat: niet anders kan en hierdoor in staat is, door haar ! onbestemd vragen, algemeene antwoorden der natuur uit lokken op een terrein, waarop langs den grooten weg der be wetenschappen zelfs nog geene verkenning mogelijk 20 Reeds langen tijd was het bekend dat er een innig ve bestaat tusschen het aantal der op de zon voorkomende ё en aardmagnetische verschijnselen: van welken aard dit ve is, hiervan is nog niets bekend, en zelfs is nog geen brui” hypothese ter verklaring van dit verschijnsel opge Reeds in 1857 meende de Schotsche Astronoom en Mele Juan Broun in zijne magnetische waarnemingen eene регі aa 227 verandering waar te kunnen nemen, waarvan de duur slechts met dien van de aswenteling der zon kon overeenkomen ; later zag hij ook in Singaporesche barometerwaarnemingen eene dergelijke schommeling; maar de ontdekking maakte weinig opgang en, indien men nu aandachtig naleest hoe hij tot deze meening kwam en waardoor hij ze voldoende bevestigd achtte, dan is dit niet te verwonderen. Juist omdat bij toepassing der statistiek de premisse meestal vaag is, moet het bewijs des te sterker zijn; indien de physicus zijne theorie aan de ervaring toetst, weet hij reeds van te voren wat, naar alle waarschijnlijkheid, het resultaat der proef- neming moet zijn, en reeds een Папу antwoord kan hem voor- loopig zekerheid omtrent de houdbaarheid eener gestelde theorie leveren; de statisticus echter heeft zulk een krachtigen rug- gesteun niet en men is volkomen gerechtigd aan zijne con- clusién te twijfelen, zoolang zijne argumenten niet overstelpend zijn door hoeveelheid en door kracht. De argumenten nu door Broun aangevoerd waren niet voldoende krachtig om de weten- schappelijk ontwikkelden te overtuigen en hierdoor was het mogelijk, dat in 1871 het verband dat er bestaat tusschen de omwenteling der zon en aardmagnetische verschijnselen op nieuw ontdekt werd door Hornstein (i), den directeur van het Observatorium te Praag. Vergun mij u in korte trekken de methode aan te toonen, welke door hem werd gebezigd. Zij gegeven eene reeks van gelallen, die periodiek grooter en kleiner worden b. v. : A 85, * Indien ik deze getallen rangschik in tien verticale kolommen d. i. juist volgens de periode die de cijfers aanwijzen, 1 2 5 4 5 4 5 2 1 0 1 2 5 + 5.5 5 2 1 0 1 2 5 4 5 4 5 2 1 enz. — — e Sitzungsber. der Kais. Ak. Wien, Bd, 64. 67. dan zal de periodiciteit der getallen des te duidelijker worden, naarmate de rangschikking langer wordt voortgezet en als de amplitude van de periode, in dit geval 5, klein, in de s zal deze steeds vergroot worden, zoodat, na b. v. 6 rijen te hebben gebru:kt, de sommen zullen zijn : | 0 6s 12 is 24 30 24 18 ла Rangschik ik echter niet volgens het getal 10 der рет | maar volgens het getal 9 dan vindt men na zes 6 rim 1 9 5 4 5 4 3 Perrot 2 5 4 5 4 ИА 2 1 0 1 2 3 4 5 ои 5 2 1 0 1 2 5 71. Se SS УНИ BES EEN 1 0 1 91708 ош: 105 1.9 9 11 15 19 94: M Men ziet dat hier de kleinste waarde nu in de derde et vierde kolom voorkomt in plaats van in de eerste, dus onder het rangeijfer 5.5, terwijl het maximum gevonden wordt E schen de 8° en 9de kolom onder het rangeijfer 8.5, ten oorspronkelijk in de 6d kolom de grootste waarde gevon wordt. Niet alleen dus dat de sommen kleiner ge worden ж dan zij bij rangschikking volgens de juiste periode waren, mill i er heeft ook eene verschuiving naar rechts van 2.5 kolom be? gevonden. Hadden wij niet volgens het getal 9 maar volgens” gerangschikt, den zouden natuurlijk dezelfde getallen gevonden zijn, maar met dit verschil, dat nu eene verschuiving dat links zou zijn waargenomen. MNT Hadden wij de rangschikking volgens een dier et voortgezet dan zou er natuurlijk een oogenblik gekomen TT waarop de geheele periode verdwenen was en wel wa elk getal der reeks eenmaal in elke kolom voorkomt, © na het gebruik van 10 rijen. De wijze, waarop zich deze tallen bij zulk eene rangschikking verhouden , laat zich 8 Е kelijk voorstellen door den wijzer van een klok; doe ik ( zen wijzer telkens (d. i. voor elke rij) een boog van кл 229 12 uur beschrijven, dan komt ook telkens de wijzer wederom op het oude punt terug, maar laat ik den wijzer niet den geheelen cirkelboog van 12 uur maar telkens een twaalfde deel minder draaien, dan zal na de eerste maal de wijzer niet op 12 maar op 11 wijzen, daarna op 10, daarna ор 9 enz., telkens een uur achterblijvende, totdat eindelijk na 12 omwentelingen. de wijzer op alle uren heeft stilgestaan. Hoe kleiner dus het verschil is van het aangenomen getal der rangschikking met dat der werkelijke periode, des te duidelijker zal de periode in de som te onderkennen zijn en des te langer zal het duren alvorens de periode uit die som is verdwenen. Om te berekenen na hoevele rijen de periode in de som vernietigd zal zijn, hebben wij slechts het getal der periode, in ons eerste voorbeeld 10, te deelen door het ver- schil tusschen het getal der werkelijke periode en dat der rangschikking. Stel nu dat er in eene reeks van grootheden inderdaad eene periode ligt van b. v. 25.80 dagen, dan was de redeneering van Новувте aldus: als ik volgens 26 rangschik dan zal het verschil zijn 0.20 dag en ik kan dus SENS ga = 129 malen $ 0.20 rangschikken alvorens de periode verdwenen is: rangschik ik echter volgens 25 en 24 dagen dan zal reeds na 25.80 32 en 25.80 — 14 0.80 : 1.80 ; kolommen geen spoor der periodiciteit overig blijven. Indien nu daggemiddelden gedurende één jaar hiervoor gebruikt worden, dan kan men derhalve 565 26 de rangschikking voortzetten en in de verkregen sommen zal de periode nog zeer sterk zijn voor het getal 26; zwakker voor 25 en reeds geheel genivelleerd voor het getal 24. Bij rangschikking volgens het getal 27 zal de periodiciteit == 14 malen 250 nog wel zichtbaar zijn maar toch in geringere mate dan bij rang | schikking volgens 25, omdat nu het verschil is 27--25.80= | 1.20 in plaats van 0.80. Het zal u, hoop ik, hierdoor duidelijk geworden zijn, dat de methode zeer scherp is omdat, als het verschil tusschen | periode еп rangschikkingsgetal slechts weinig toeneemt de periodiciteit der sommen sterk afneemt. Op deze wijze m vindt HonwsrEIN voor den duur van de aswenteling der zon iets ` meer dan 26 dagen. Later werd door Mëtten (7) en Laun (2) vol gens dezelfde methode dit onderzoek uitgebreid, waarbij bleek dat de invloed dier aswenteling op magnetische grootheden vel ` grooter is voor plaatsen die dicht bij de polen liggen dan voor - plaatsen in geringere breedten gelegen. Voor den duur van den omwentelingstijd vonden zij 25.85 dagen. Hoewel dus de kans om dien invloed ook voor Batavia s berekenen wegens de geringe breedte niet groot was werd ` toch ook hier deze zelfde methode toegepast op magnetische en meteorologische grootheden (3. Het bleek toen dat er inder- daad zulk een invloed kon aangetoond worden, maar dat de grootte van het verschijnsel zeer gering was. Zooals ik u echter reeds deed opmerken is, als men volgens 26 rangschikt en de periode is 25.80, па 129 verticale kolommen alle spoor der x periode verdwenen en hierdoor waren Horystein en de later | onderzoekers genoodzaakt het onderzoek telkens tot één jar waarnemens te beperken, overeenkomende met ongeveer 14 x aswentelingen. Dit nu is een groot gebrek in de methode, : want in statistiek is het in rekening brengen van een ove | groot. aantal. waarnemingen een volstrekt vereischte en natuurlkij ` moet dit getal des te grooter zijn naarmate de te zoeken groote. heid kleiner is. In een onderzoek (4) nu, dat ook in dit deel van : () Bulletin de ГАс. Imp. d. Sc. de St. Pétersbourg. T. ХИ. (2) Sitzungsber. Kais Ak. Wien. Bnd. 91, 95. (5) Observations made at the magnetical and E ET m at Batavia. Vol. IX, Appendix III. (*) Idem. Vol. X, Appendix 1 251 het tijdschrift onzer vereeniging is opgenomen geworden (1), is dit bezwaar overwonnen en door middel eener verheterde methode de invloed aangetoond en gemeten , dien de aswenteling der zon op meteorologische grootheden te Batavia uitoefent. Voor den gemiddelden dagelijkschen barometerstand en voor het dagelijksch verschil tusschen den hoogsten en laagsten stand en eveneens voor de gemiddelde dagtemperatunr en het grootste dagelijksche verschil, voor alle deze vier van elkander onafhankelijke grootheden kon aangetoond worden, dat de invloed hestaat, maar tevens dat daardoor slechts eene schommeling van enkele honderdste deelen van een millimeter kwikdruk en van een graad Fahrenheit wordt teweeg gebracht. Van elk dezer grootheden waren 7740 observaties, overeenkomende met on- geveer 500 omwentelingen, beschikbaar, zoodat het resultaat, uit alle vier afgeleid, uit 50960 waarnemingen is berekend. Met groote waarschijnlijkheid kan dan ook aangenomen worden dat de gevonden grootheid nl. 