Zoo overtuigend de ontdekkingen van Galilei ten gunste van het
stelsel van Copernicus spraken, een direkt en afdoend bewijs voor de
beweging van de aarde om de zon leverden ze toch niet. Wie nu
eenmaal van de nieuwe leer niets wilde weten, kon er zich nog altijd
op beroepen -- en dat gebeurde ook inderdaad -- dat zulke werkelijke
bewijzen ontbraken. Hoe was zulk een bewijs te vinden? Het
eenvoudigste en afdoendste zou de ontdekking van een schijnbare
jaarlijksche beweging bij de vaste sterren zijn. Evenals in de soms
terugloopende beweging der planeten -- een heen en weer schommelen
om de werkelijke plaats -- de loopbaan van de aarde om de zon zich
als het ware spiegelt, evenzoo moet deze zich ook in een schijnbare
beweging der vaste sterren spiegelen; het moet zijn, alsof iedere
ster jaarlijks een baan, een epicykeltje, om haar werkelijke plaats
beschrijft, en van hier gezien afwisselend naar verschillende zijden
van deze plaats afwijkt. Deze afwijking, die _jaarlijksche
parallaxe_ heet, is des te kleiner, naarmate de ster verder van ons
verwijderd is. Jupiter schommelt 22, Saturnus 12 graden heen en
weer; waren de vaste sterren 12 maal verder dan Saturnus van ons
verwijderd, dan zouden zij in den loop van een jaar één graad heen
en weer moeten schommelen. Daarvan was nu niets te bespeuren. De
sterren bleven onbeweeglijk op hun plaats staan. Dit kon tweeërlei
oorzaak hebben; òf de aarde bevond zich in rust en Copernicus had
ongelijk, òf de sterren waren, zooals Copernicus zelf al gezegd had,
zoo ver weg en hun parallaxe was zoo klein, dat wij er niets van
konden bemerken.
Natuurlijk was deze toestand voor de sterrekundigen niet aangenaam,
en ze deden in de 17de eeuw ook al hun best, door nauwkeurige
waarnemingen een parallaxe bij de vaste sterren te ontdekken. Maar
altijd tevergeefs. De waarnemingen waren tot op een paar minuten
nauwkeurig (een minuut is, naar wij ons herinneren, het 60ste deel
van een graad en wordt zelf weer in 60 sekunden verdeeld), dus kon
de parallaxe niet grooter dan een minuut zijn, anders had men ze
moeten bemerken. Dit beteekent, dat hun afstand minstens 3400 maal
grooter moet zijn dan de afstand van de zon tot de aarde. Veel
verder dan dit zou men ook niet gekomen zijn, als niet het nieuwe
hulpmiddel der verrekijkers hier nieuwe wegen ontsloten had.
Een verrekijker vergroot alle afstanden en maten aan den hemel. De
plaats van een ster kan dus in een kijker in dezelfde mate
nauwkeuriger opgemerkt en vastgesteld worden, als hij vergroot. Men
behoeft nu den kijker alleen nog maar met hulpmiddelen te voorzien,
om zijn plaats uiterst fijn en nauwkeurig te stellen en af te lezen
-- dat geschiedde door den vooruitgang in de fijne
instrumentmakerskunst -- om een werktuig te krijgen, waarmee alle
metingen aan den hemel een vroeger ondenkbare en steeds toenemende
nauwkeurigheid kregen. In de 18de eeuw daalde de onzekerheid der
metingen tot op weinige sekunden, in de 19de eeuw zelfs tot
onderdeelen van sekunden. Dit gebruik van den kijker als
meetinstrument heeft, nog veel meer dan zijn gebruik als
kijkinstrument, de geweldige ontwikkeling der sterrekundige
wetenschap in de laatste eeuwen bewerkt. En het heeft ook den wensch
naar direkte bewijzen voor de beweging der aarde bevredigd.
In de eerste helft van de 18de eeuw trachtte een Engelsch
sterrekundige, _James Bradley_, met een langen, loodrecht hangenden
kijker een ster, die dagelijks door het toppunt des hemels ging, zoo
nauwkeurig waar te nemen, dat hij ook een zeer geringe verandering
van haar plaats in den loop van een jaar moest ontdekken. En
inderdaad vond hij in 1728 zulk een verandering; in den loop van een
jaar beschreef de ster een kringetje van 40 sekunden middellijn --
wat dus met een afstand 10.000 maal grooter dan die van de zon zou
overeenkomen. Maar ongelukkigerwijze doorliep de ster dat kringetje
in geheel niet op de goede manier; zij stond steeds op de plaats,
waar ze drie maanden vroeger had moeten staan. Deze beweging kon dus
geen echte parallaxe zijn; het moest een ander verschijnsel van
onbekenden oorsprong zijn. Om de oorzaak te vinden moeten wij ons
eerst duidelijk maken, wat de ster eigenlijk deed.
[Illustratie]
Stellen wij ons voor, dat wij met een wagen om een plein heenrijden,
terwijl hoog boven het midden van het plein een ballon zweeft.
Houden wij dan een kijker op den ballon gericht, dan moet deze
kijker niet rechtop en niet steeds in dezelfde richting gehouden
worden. Hij moet iets naar het midden van het plein toe hellen,
zoodat hij achtereenvolgens naar alle richtingen helt: naar het
Oosten, als wij ons aan den westkant, naar het Noorden, als wij ons
aan den zuidkant bevinden, enz. Deze wagen verbeeldt de aarde, de
ballon een ster, de verandering in de richting van den kijker is de
parallaxe. In de figuur geeft A deze veranderingen weer. Bradley
moest echter zijn kijker anders stellen; wel hellend, maar naar den
kant, waar het midden van het plein een vierde van den omloop
vroeger lag, zooals in B. Dat wil dus zeggen: naar den kant, waar de
wagen zich juist heen beweegt. Om zijn kijker op de ster gericht te
houden, moest Bradley hem niet in de richting houden, waar de ster
zich van uit het middelpunt der aardbaan vertoont, maar wat
voorover, naar den kant, waar de aarde zich heen beweegt.
Is daar nu een reden voor te vinden, waarom de kijker naar de
richting van onze beweging moet overhellen? Wij kunnen ons een
dergelijk geval voorstellen, als wij in den regen rijden en wij
willen de regendruppels recht door een lange pijp laten vallen. Bij
een rechtopstaande pijp zouden ze achter tegen den wand spatten.
Alleen als wij de pijp schuin voorover houden, zullen de druppels,
die door de bovenste opening vallen, onder uit de pijp uitkomen; hoe
sneller wij rijden, des te schuiner moet de pijp gehouden worden.
Hier hebben we een geval, dat dadelijk op de waarneming van Bradley
past; in plaats van regendruppels, die door een open buis, zijn het
de lichtstralen, die door den kijker vallen. Mogen we dus aannemen,
dat het licht niet oogenblikkelijk overal is, maar een zekeren tijd
noodig heeft om een bepaalden weg af te leggen, dan is het door
Bradley waargenomen verschijnsel dadelijk verklaard.
[Illustratie]
Terwijl de lichtstralen den kijker van A naar B doorloopen, beweegt
de kijker met de aarde van C naar B voort; zij moeten dus, zullen
zij den kijker precies in 't midden doorloopen, het oogglas in B
vinden, dat toen zij boven in A intraden, nog een eindje terug, in C
was. Terwijl de ster werkelijk in de richting van B naar A staat,
moet de kijker voorover hellen en in de richting van C naar A staan.
Naar Bradley's waarnemingen was dit voorover hellen 1/10000 van de
lengte van den kijker, want de ster week 20 secunden van haar juiste
plaats af. Dit beduidt dus, dat in den tijd, dat het licht den
kijker doorloopt, de kijker zelf zich over een 10000 maal kleineren
afstand verplaatst: dat dus de snelheid van de aarde 10000 maal
kleiner is dan de snelheid van het licht.
Nu was de snelheid van het licht kort te voren opgemerkt en gemeten.
De manen van Jupiter treden bij hun omloop telkens met regelmatige
tusschentijden in en uit de schaduw van Jupiter; deze
verduisteringen bleken echter, wanneer Jupiter dicht bij zijn
oppositie was -- dus op zijn dichtst bij de aarde -- te vroeg te
komen, en omgekeerd te laat, wanneer Jupiter zich aan den anderen
kant van de zon, ver van de aarde bevond. De Deensche sterrekundige
Olaus Römer gaf voor dit verschil in 1675 de verklaring, dat het
licht langer tijd noodig heeft om grootere afstanden te doorloopen;
zoo vond hij, dat 8 1/3 minuut noodig zijn, om den afstand van de
zon tot de aarde af te leggen. Hoeveel tijd zou de aarde aan zulk
een afstand besteden? In 365 1/4 dag doorloopt zij den omtrek van
haar baan, die in de verhouding van 44 tot 7 tot den straal, den
afstand van de zon tot de aarde staat; deze laatste zou dus in 58
dagen of 84000 minuten doorloopen worden. De aarde beweegt zich dus
10000 maal langzamer dan het licht; daarmee bevond zich Bradley's
uitkomst inderdaad in de allerschoonste overeenstemming.
Door deze overeenstemming in getallenwaarde was aan deze verklaring
van het door Bradley ontdekte verschijnsel, dat de _aberratie van
het licht_ heet, niet meer te twijfelen. Het werd dan ook weldra bij
alle sterren, overal tot hetzelfde bedrag, opgemerkt. Maar daarmee
was dan ook gevonden, wat men zoo lang gezocht had, zij het ook op
andere wijze; _de aberratie is een direkt en ontwijfelbaar bewijs
voor de beweging van de aarde om de zon_ -- overigens was zulk een
bewijs toen al niet meer noodig, daar intusschen de verdere
ontwikkeling der sterrekunde deze beweging boven elken twijfel had
verheven.
Het was daarom ook niet meer noodig, voor dit doel naar parallaxen
der sterren te zoeken. Wel werd er verder naar gezocht, maar nu met
een ander doel: om den werkelijken afstand van de sterren te weten
te komen. Eerst in de 19de eeuw werd dit doel bereikt; de
allernaaste vaste ster bleek een parallaxe van 3/4 sekunde te
bezitten, dus ongeveer 300000 maal verder dan de zon van ons
verwijderd te zijn; en de anderen staan alle nog veel verder.
Copernicus had dus volkomen gelijk gehad, toen hij de reusachtige
afstanden der vaste sterren als oorzaak noemde, waardoor wij bij hen
geen schijnbare jaarlijksche beweging der aarde bemerken.