Bij onze beschouwing van de jaargetijden vonden wij, dat de
dagelijksche zonnekring in den loop van het jaar heen en weer
schuift en in Juni zijn noordelijksten, in December zijn
zuidelijksten stand inneemt. Wat wij toen voor een aparten
zonnekring hielden, ontstaat echter, zooals wij nu weten, doordat de
draaiende hemelbol de zon meeneemt. Deze draaiing is nu afgehandeld;
wij vragen op het oogenblik alleen de plaats van de zon aan den
hemelbol. En dan bewijst het heen en weer schuiven van onzen
vroegeren zonnekring, dat de zon zelf haar plaats aan den hemel
verandert; in Juni staat zij dichter bij de Noordpool, in December
meer naar het Zuiden toe. Wat wij eerst voor heen en weer schuiven
van een zonnekring hielden, komt eenvoudig hier op neer, dat _de zon
zelf zich in den loop van het jaar aan den hemelbol op en neer
beweegt_, zoodat zij in Juni het noordelijkst, in December het
zuidelijkst komt. Op de dagen der beide nachteveningen passeert zij
den aequator des hemels en gaat van het noordelijke halfrond naar
het zuidelijke over of omgekeerd.
Maar dit op en neer schommelen, dat dus de oorzaak van de wisseling
der jaargetijden is, is niet de eenige beweging van de zon aan den
hemel. Er moet nog een andere beweging bijkomen; want wij hebben
intusschen _nog een verder onderscheid tusschen de jaargetijden_
leeren kennen. Bij de beschouwing van de sterrebeelden hebben wij
opgemerkt, dat ook het beeld van den nachtelijken hemel in den loop
van het jaar verandert.
Wanneer men op een zekeren tijd den hemel beschouwt, en men kijkt
een maand later op hetzelfde uur nog eens, dan ziet men de sterren
in een anderen stand; de oostelijke zijn hooger, de westelijke zijn
lager gekomen; het is alsof het niet een maand, maar twee uren later
dan de vorige waarneming is. Een tijdsverloop van drie maanden
brengt, zooals al bij de beschrijving van de sterrebeelden in de
verschillende jaargetijden bleek, dezelfde verandering in het
uiterlijk van den hemel teweeg als een tijdsverloop van 6 uren; in
beide gevallen draait de hemelbol een kwartslag om. _Voor de
verandering in den stand van den hemelbol beteekent het verloop van
een maand precies hetzelfde als het verloop van 2 uren in denzelfden
nacht_. Om over een maand denzelfden stand van den hemel terug te
vinden, moet men 2 uren vroeger kijken. De winterhemel, dien wij
midden Januari om 10 uur 's avonds aantroffen, vinden wij precies
zoo midden December te middernacht, midden November om 2 uur, midden
Oktober om 4 uur 's nachts, en evenzoo midden Februari om 8 uur 's
avonds, midden Maart om 6 uur -- maar dan zien wij geen enkele ster,
daar dan de zon juist ondergaat en het dus nog licht is. Maar wij
mogen aannemen, dat de sterren in April om 4 uur, in Mei om 2 uur 's
namiddags, in Juni 's middags om 12 uur, in Juli om 10 uur, in
Augustus om 8 uur, in September om 6 uur 's morgens telkens
denzelfden stand hebben als aan den winterhemel, al kunnen wij er
niets van zien. Evenzoo vinden wij onzen herfsthemel in Augustus om
2 uur, in September om 12 uur 's nachts, in November om 8 uur, in
December om 6 uur 's avonds terug. In December met zijn lange
nachten kunnen wij dus om 6 uur 's avonds den herfsthemel, te
middernacht den winterhemel en om 6 uur 's morgens den
voorjaarshemel waarnemen.
Kennen wij eenmaal dezen regel, dan is het niet moeilijk de beweging
van de zon te vinden, die er de oorzaak van is. Denken wij ons den
stand van den hemelbol op den een of anderen dag 's middags om 12
uur, wanneer de zon in het Zuiden staat. Een maand later, weer om 12
uur, is de hemel een twaalfde deel van zijn omtrek naar het Westen
verder gedraaid; in het Zuiden, om de zon heen, staan nu de sterren,
die in de vorige maand zooveel meer naar links, naar het Oosten
stonden. De zon staat dus telkens een maand later op een plaats van
den hemelbol, die zich een twaalfde van zijn omtrek verder naar
links bevindt; zij loopt dus langs den hemelbol van rechts naar
links.
Wij kunnen ons deze beweging van de zon nog op een andere manier
aanschouwelijk voorstellen. Daartoe zoeken wij in de verschillende
maanden steeds denzelfden stand van den hemelbol op. Wanneer wij
alleen op _die_ oogenblikken naar den hemel kijken, moet het ons
voorkomen, alsof hij steeds onveranderlijk zijn stand behoudt. Nemen
wij b.v. den stand, dien wij den zomerhemel noemden. Wij treffen hem
in Juni 's nachts om 12 uur aan, in Juli om 10, in Augustus om 8 uur
's avonds, in September om 6, in Oktober om 4, in November om 2 uur
's namiddags, in December 's middags om 12 uur, in januari om 10, in
Februari om 8, in Maart om 6, in April om 4 uur 's morgens. Waar
bevindt de zon zich op al die tijdstippen? In juni in het Noorden,
in Juli en Augustus in het Noordwesten onder den horizon, in
September in het Westen juist bezig onder te gaan; in Oktober en
November in het Zuidwesten boven den horizon, in December laag in
het Zuiden, in Januari en Februari laag in het Zuidoosten, in Maart
juist in het Oosten in opkomst, in April en Mei in het Noordoosten
een weinig onder den horizon. _De zon loopt in een jaar van rechts
naar links, van West naar Oost om den geheelen hemelbol heen_. Te
middernacht, als de zon in het Noorden staat, bevindt zich steeds
die streek van den hemelbol in het Zuiden, die recht tegenover de
zon ligt; daarom moet deze jaarlijksche omloop van de zon
noodzakelijk juist zulk een regelmatige verandering van het
uiterlijk van den hemel bewerken, als wij waarnemen.
Dit regelmatige voortwandelen van de zon langs den hemelbol kan men
ook heel mooi en duidelijk aan den westelijken avondhemel waarnemen.
De sterren, die bij het aanbreken van den nacht eerst in het Zuiden
stonden, trekken in de volgende maanden steeds meer naar het Westen
toe en naderen den westelijken horizon steeds meer; weldra ziet men
ze na zonsondergang nog slechts korten tijd in de schemering; en
eindelijk zijn zij verdwenen: zij zijn ondergegaan, voor het nog
geheel donker was. Wat is er gebeurd? De zon is steeds dichter bij
hen gekomen. Doordat zij naar links voortschuift, bereikt zij de
sterren, die te voren ver links van haar stonden, de een na de
ander, en zinken steeds nieuwe sterren in de schemering weg.
Tegelijk duiken 's morgens aan den oostelijken hemel, doordat zij
elken volgenden dag iets vroeger opkomen, steeds nieuwe sterren uit
de schemering op en verwijderen zich meer en meer van de zon. Zoo
zien wij, hoe de zon van dag tot dag, van week tot week in
oostelijke richting aan den hemel voortschuift, in haar
verblindenden lichtkring de linksstaande avondsterren de een na de
ander opslorpt en er de rechtsstaande morgensterren geleidelijk uit
loslaat.
Wij moeten dus, om hetzelfde uiterlijk van den hemel aan te treffen,
elke volgende maand 2 uren vroeger kijken. Dit beteekent, dat
dezelfde stand van den hemelbol elken volgenden dag 4 minuten
vroeger terugkomt. Het was dus niet heelemaal juist wat wij vroeger
vonden, dat de hemelbol zich in één dag om zijn as wentelt. In
werkelijkheid heeft hij daarvoor 4 minuten minder noodig, en zijn
werkelijke omdraaiingstijd is 23 uren 56 minuten. Dit tijdsverloop,
waarna de sterren precies in denzelfden stand ten opzichte van den
horizon terugkomen, heet een _sterredag_. Een ster, die tegelijk met
de zon in het Zuiden stond, staat na een sterredag weer precies in
het Zuiden. De zon echter, die in dit tijdsverloop een klein eindje
langs den hemelbol voortgewandeld is, tegen de draaiing van den
hemel in, dus bij de sterren achtergebleven is, is dan nog niet weer
in het Zuiden teruggekomen; de hemel moet nog iets verder draaien,
nog 4 minuten, en dan eerst is de zon weer in het Zuiden
teruggekomen en is er een _zonnedag_ verloopen. Na een half jaar,
wanneer de hemelbol 180 omwentelingen volbracht heeft, is de zon den
halven hemelomtrek, dus 12 uren achter geraakt; eerst na nóg een
halve omwenteling zijn 180 zonnedagen, maar 180 1/2 sterredagen
verloopen. Na een jaar van 365 dagen is de zon op dezelfde plaats
van den hemelbol teruggekeerd; zij is dan een geheelen dag bij de
sterren achter geraakt, de hemelbol heeft 366 omwentelingen
volbracht, terwijl er maar 365 zonnedagen verloopen zijn.
Twee verschillende bewegingen hebben wij dus nu bij de zon gevonden;
in een jaar loopt zij van het Westen naar het Oosten om den geheelen
hemel heen en tegelijk schommelt zij in dien tijd op en neer,
beurtelings naar het Noorden en naar het Zuiden. Wat is nu haar
werkelijke baan aan den hemelbol, waaruit die beide bewegingen
ontstaan?
Terwijl zij van haar Decemberplaats, die het dichtst bij de Zuidpool
ligt, naar links voortwandelt, klimt zij tegelijk naar het Noorden
op. Zij loopt dus schuin langs den hemelbol naar boven, totdat zij
een half jaar later aan den overkant van den hemelbol haar
noordelijksten stand, haar zomerplaats bereikt, juist tegenover de
winterplaats In het volgende halfjaar loopt zij aan den anderen kant
van den hemel schuin naar beneden, naar het Zuiden terug. _De zon
loopt dus in een schuinliggende baan rondom den hemel heen_;
daardoor komt het, dat zij gedurende haar omloop afwisselend naar
het Noorden en naar het Zuiden heen en weer schommelt. Deze baan
heet de _zonneweg of ekliptika_ (de beteekenis van dit woord zal
later blijken).
Wij behoeven er wel niet nog apart opmerkzaam op te maken, dat deze
schuine zonnebaan niets te maken heeft met onze vroegere schuine
dagelijksche zonnekringen. De ekliptika staat schuin ten opzichte
van de vaste punten van den hemelbol, de polen; de door de draaiing
van dezen hemelbol bewerkte dagelijksche zonnekring stond schuin ten
opzichte van den horizon, omdat de door de polen gaande hemelas zelf
scheef ten opzichte van den horizon stond.
[Illustratie: Hemelbol met zonneweg.]
De draaiing van den hemelbol neemt natuurlijk ook de ekliptika mee;
in de eerste figuur op de volgende bladzij, waar behalve de
ekliptika ook de schuine dagkringen aangegeven zijn, is de stand van
den hemel in een zomernacht weergegeven, wanneer het noordelijkste
punt van de ekliptika onder de pool staat. Twaalf uur later, wanneer
de hemel een halven slag gedraaid is en ieder punt van de ekliptika
een halven dagkring doorloopen heeft, neemt de hemel den stand van
den winternacht in, zooals in de tweede figuur, waarbij het
noordelijkste punt van de ekliptika hoog boven ons hoofd staat.
Door welke sterrebeelden loopt nu deze zonnebaan? Ze zijn in onze
afbeelding van den hemelbol reeds aangeduid; en wij kunnen ze ook
gemakkelijk vinden, wanneer wij van den regel gebruik maken, die ons
den sterrenhemel op ieder uur van den dag doet kennen, ook wanneer
wij zelf geen ster zien. De sterren, waartusschen de zon zich 's
middags om 12 uur in het Zuiden bevindt, staan precies zoo, maar dan
zonder zon, dus zichtbaar, aan den middernachtelijken hemel een half
jaar later.
[Illustratie: Oostelijke hemel met ekliptika.]
Wij beschouwen bij voorbeeld den hemel op 21 Juni te middernacht en
zoeken in het Zuiden de plaats, die juist even hoog ligt, als de zon
op 21 December 's middags om 12 uur staat; wij vinden dan een plaats
in het sterrebeeld de Schutter dicht bij de grens van den
Schorpioen; dat is de plaats van de zon op 21 December. Op dezelfde
manier vinden wij aan den middernachtelijken hemel van Augustus, dat
een plaats in het sterrebeeld de Waterman evenhoog in het Zuiden
staat als de zon 's middags in Februari; de Decemberhemel toont ons
te middernacht even hoog in het Zuiden, als de Junizon 's middags
staat, een plaats op de grens tusschen den Stier en de Tweelingen.
Zoo vinden wij, dat vanaf het zuidelijkste punt van haar baan de zon
de volgende, steeds noordelijker sterrebeelden doorloopt: den
_Schutter_, den _Steenbok_, den _Waterman_, de _Visschen_, den _Ram_
en den _Stier_; en dan weer naar het Zuiden afdalend de
sterrebeelden: de _Tweelingen_, de _Kreeft_, den _Leeuw_, de
_Maagd_, de _Weegschaal_ en den _Schorpioen_. In de Visschen, waar
de zon den aequator passeert, ligt het lentepunt, in het begin van
de Maagd ligt het herfstpunt.
Deze 12 sterrebeelden, waarvan de zon er telkens één in ongeveer een
maand doorloopt, heeten de _sterrebeelden of de teekens van den
dierenriem_. Zij verdienen onze bijzondere belangstelling, omdat het
_dezelfde sterrebeelden zijn, waarin de planeten zich óók altijd
bevinden_. Daarom hebben zij reeds in den vroegsten tijd de aandacht
getrokken en zij behooren tot de oudste sterrebeelden, die
bijzondere namen gekregen hebben.
Wil men de plaats van de zon of van een planeet nog nauwkeuriger
aangeven dan door den naam van het sterrebeeld, dan verdeelt men,
naar een van de Babyloniërs afkomstig gebruik, de geheele ekliptika
in 360 gelijke deelen, die _graden_ genoemd worden en waarvan de zon
-- die een middellijn van ongeveer een halven graad heeft -- er
ongeveer één per dag doorloopt (voor nog nauwkeuriger opgaven wordt
een graad in 60 minuten en een minuut in 60 seconden onderverdeeld).
Het aantal graden, dat de zon van af het lentepunt, waar zij den
aequator passeert, in haar baan heeft doorloopen, wordt haar
_lengte_ genoemd. Met dezelfde maat meet men ook, hoe ver een
planeet of een ster ten noorden of ten zuiden van de ekliptika
staat; deze afstand heet hun _breedte_. Op de beide kaarten van den
dierenriem achter in dit werk stelt de rechte lijn in het midden de
ekliptika voor, die door streepjes in graden (ieder == 2 mM.)
verdeeld is; de lengte wordt door de getallen aan den bovenrand
aangegeven, terwijl de namen der sterrebeelden onder de kaarten
staan. Van elke ster op die kaarten zijn dus lengte en breedte
gemakkelijk af te lezen, en hetzelfde geldt voor een planeet of voor
de maan, als hun plaats tusschen de sterren op de kaart is
ingeteekend.
De verdeeling van de ekliptika in 360 graden, die ongetwijfeld met
de 365 dagen van het jaar samenhangt, is naderhand op andere
cirkels, die om den hemel loopen, en ten slotte op alle cirkels
overgebracht. Iedere afstand aan den hemel wordt met deze maat
gemeten; de afstand tusschen toppunt en horizon, evenals die
tusschen hemelpool en aequator bedraagt 1/4 van den omtrek des
hemels, dus 90 graden. De hoogte van de noordpool boven den horizon,
die aangeeft hoe schuin de hemelas staat, bedraagt ruim 50 graden.
Het Noordelijkste punt der ekliptika ligt 66 1/2 graad van de
noordpool af, dus 23 1/2 graad van den aequator; dit getal geeft dus
de schuinschheid van de ekliptika aan.
Wij zijn nu met de verklaring van de verschijnselen, die met het
jaargetij wisselen, een heel stuk verder gekomen. De zon wandelt
jaarlijks aan den hemelbol rond in een baan, die scheef ten opzichte
van zijn omwentelingsas staat en komt zoo beurtelings dichter bij de
Noordpool en bij de Zuidpool. De draaiing van den hemelbol, die ook
de zon meevoert, doet de wisseling van dag en nacht ontstaan. En de
beweging van de zon in haar jaarlijksche baan bewerkt, dat deze
wisseling van dag en nacht in de verschillende jaargetijden
verschillend is, en dat tegelijkertijd het uiterlijk van den
nachtelijken sterrenhemel met het jaargetij verandert.