Boekgegevens
Titel: Leerboek voor de beginselen der kosmographie
Auteur: Steynis, J.
Uitgave: Rotterdam: W.L. Stoeller, 1866
Auteursrechten: Zie auteursrechten
Citeerinstructie: Bijzondere Collecties van de Universiteit van Amsterdam, UBM: IWO 200 G 9
URL: https://schoolmuseum.uba.uva.nl/bookid/LCSM_203641
Onderwerp: Astronomie: astronomie: algemeen
Trefwoord: Kosmografie, Leermiddelen (vorm)
Bekijk als:      
Scan: Afbeeldinggrootte:
   Leerboek voor de beginselen der kosmographie
Vorige scan Volgende scanScanned page
-164
herbaalde waarnemingen van het verdwijnen van eene maan in de
schaduw van de planeet, den omloopstijd dier maan kunnen bepalen.
Kent men nu dien omloopstijd vrij naauwkeurig, en berekent men,
van den stand in oppositie tot dien in conjunctie, hoeveel geheele
omwentelingen de maan kan gedaan hebben, cn op welk uur zij
weder in de schaduw moet treden, dan zal men haar eerst eenige
seconden later zien verdwijnen dau men berekend had, en dat latere
kan nergens anders door ontstaan, dan doordat het licht van die
maan tot de Aarde bij de coujunctie eenen grootereu weg moet
afleggen dan bij de oppositie. Het bovengenoemde verschil in tijd
heeft het licht noodig om de middellijn van de baan der Aarde te
doorloopen, en de snelheid van het licht in één seconde is nu ge-
makkelijk te bepalen. Men heeft bevonden dat die iu ronde getallen
40 duizend geographische mijlen bedraagt, zoodat het van de Zon
tot de Aarde in omstreeks 8 minuten komt, terwijl het, naar de in
(57) opgegevene afstanden van vaste sterren, jaren lang zou behoe-
ven om van dezen tot de Aarde te komen.
105. Aberbatie van het licht. Toen men onderzoekingen in
het werk stelde om de jaarlijksche parallaxis der vaste sterren te
bepalen, ontdekte Bradley dat de vaste sterren aan het hemelgewelf
schijnbaar ellipsen beschrijven , welker groote assen allen iO^ sec.
bedragen.
Slaan deze sterren digt bij de pool van de ekliptika, dan worden
die ellipsen cirkels, welker middellijn genoemde grootte heeft. Staan
zij nabij de ekliptika, dau wordt de kleine as kleiner, zoodat inde
ekliptika de beweging van de ster eene lijn vormt.
Om dit verschijnsel te verklaren, stellen wij ons voor, dat eenige
ster den 21 Junij zes uren vóór de Zon culmineert, cn dat zij dus bijv.
in het punt V fig. 26 is, dau zal de Aarde bij hare beweging om de Zon
in de eerste dagen nagenoeg regtlijnig tot dat punt naderen, en het
punt V of die ster wordt zonder merkbare verandering op de zelfde
plaats gezien. Zoo ook is het den 21 December, wanneer de Aarde
zich in de eerste dagen bijna regtlijnig van dat punt verwijdert.
Den 21 September is dc beweging vau de Aarde schier regthoekig
op de rigting, waarin de lichtstralen van de ster of het punt V de
Aarde naderen. Heeft nu het licht tijd noodig om van eenige ster
tot de Aarde te komen, en beweegt zich de Aarde voorwaarts, dan
zullen die twee snelheden ceue resultante aangeven, die de rigting