Astronomie in de Oudheid :: Nieuws

Astronomie in de Oudheid

Geplaatst op 08-11-2009 om 15u55 door Bert Carrein - 12336 keer gelezen

De astronomie is de oudste en een der meest omvattende wetenschappen. Haar geschiedenis gaat terug tot in de duistere voor de periode van de menselijke cultuur, haar terrein is de gehele wereldruimte met zijn sterren en planeten en de wetten waardoor hun plaats in de ruimte, hun beweging, hun materiële aard en hun ontwikkeling in de loop van de tijd tot uitdrukking worden gebracht.

De 20e eeuw, die aanving met verrassend snelle en diepgaande vorderingen op bijna alle gebieden van de natuurwetenschap en techniek, verschafte ook de astronomen de middelen om het terrein van hun kennis enorm uit de breiden. Wie derhalve wil trachten het gebied van deze wetenschap in zijn tegenwoordige omvang in kort bestek weer te geven, ziet zich voor de zware taak gesteld, uit de overvloed van feiten en materiaal het belangrijkste te kiezen, waarbij afstand moet worden gedaan van de vermelding van vele details, om het geestelijke spoor aan te geven, dat de wetenschappelijke onderzoekers van af het begin tot de voltooiing, van het oppervlak tot de diepte, van het vagen vermoeden tot het zeker weten, langs vele vergissingen heeft geleid.

astronomie sterrenkunde ruimtevaart nieuws
Men neemt algemeen aan dat deze tekening afkomstig is van een 16e eeuwse Duitse houtsnede terwijl er concrete bewijzen zijn dat deze in het boek 'Weltall und menschheit' van Hans Kraemer in 1907 voor het eerst verscheen. De tekening toont echter wel de middeleeuwse van de sterrenhemel.

De hemelbol

Wij weten tegenwoordig, dat de diepte van de wereldruimte gevuld is met talloze sterren en sterrenstelsels en dat wij deze wereld, die zich tot een onafzienbare verten uitstrekt, gadeslaan vanaf een klein hemellichaam, dat wentelt om zijn as en tegelijkertijd een wijde boog beschrijft om één van die sterren “de zon”. De mensen in de oudheid kenden deze samenhang echter niet en hield zijn verblijfplaats, de aarde, voor iets dat geheel vaststond en niet van plaats veranderde. Daar hij geen voorstelling had van deze afstand tot de sterren, schenen deze hem lichtpunten toe, vastgehecht aan een bolvormige schaal van onbepaalde afmetingen (door hem de sfeer of de hemelbol genaamd), in het middelpunt waarvan hij zichzelf bevond.

Daar hij niets wist van de wenteling van de aarde om haar as, kwam het hem voor alsof de gehele wereldbol dagelijks om een vaste wereldlas draaide, waarvan de snijpunten met de bol, de hemelpolen, bij deze rotatie onbeweeglijk bleven. Door de hemelequator, die grootste cirkel op de hemelbol, die van de beide polen van de hemel even ver is verwijderd, verdeelde hij de sfeer in een noordelijk en een zuidelijk halfrond. Daar hij ten slotte ook de beweging van de aarde om de zon niet bekend was, kwam het voor, dat de zon zich voor de vaste sterren van de roterende hemelbol langs bewoog, waarbij zij in de tijd van een jaar de volledige cirkel doorliep. Langs deze cirkel, de ecliptica of zonnebaan, beweegt de zon zich elk jaar van het Westen naar het oosten, door een met 12 sterrenbeelden versierende zone aan de hemel, die men de dierenriem (zodiacus) noemde, omdat zeven van deze sterrenbeelden naar dieren waren genoemd. Het vlak van de ecliptica staat scheef op dat van de hemelequator, onder een hoek van 23,5°. Tweemaal per jaar passeert de zon op zijn jaarlijkse baan langs de dierenriem de hemelequator: bij het begin van de lente van het zuiden naar het noorden, bij het begin van de herfst van het noorden weer naar het zuiden.

Deze twee punten waarin de ecliptica en de hemelequator elkaar snijden, werden fundamentele punten, die naast de hemelpolen in de astronomie vanaf het eerste begin een grote rol hebben gespeeld; zij heten lentepunt en herfstpunt.

De tijd

De schijnbare rotatie van de sfeer en de schijnbare beweging van de zon langs de ecliptica dienden al in de oudheid voor het vastleggen van het begrip tijd en voor de indeling van de tijd. De loop van de zon langs de dierenriem bepaalt de duur van een grote tijdseenheid: het jaar, is de tijdspannen die tussen twee opeenvolgende doorgangen van de zon door het lentepunt verstrijkt; deze periode omvat de wisseling van de jaargetijden. De rotatie van de hemelbol om haar as levert een kortere tijdseenheid op: de dag. Maar hier stuiten we onmiddellijk op een moeilijkheid: voor het menselijk leven en de gehele aardse natuur is de op- en ondergang van de zon, derhalve de afwisseling van de lichte dag en de donkere nacht, van beslissende betekenis. De rotatie van de hemelbol echter, die zich kenmerkt door het op- en ondergaan van de sterren, geschiedt weliswaar volkomen regelmatig en gelijkmatig en levert daardoor een ideale tijdsmaat, de sterredag, maar deze komt geenszins overeen met de duur van de ritmische afwisseling van licht en donker, die ter ondersteuning van de sterredag we de zonnedag zullen noemen.

Daar de zon zich namelijk tussen de sterren beweegt en wel in de richting tegengesteld aan die van de rotatie van de hemelbol, is de gemiddelde tijdsduur tussen twee zonsopgangen iets langer dan die tussen twee sterrenopgangen. Het is gemakkelijk te begrijpen, dat de zon jaarlijks precies een omloop op de vaste sterren verliest; terwijl de zon in de loop van het jaar ruim 365 maal op en ondergaat, doen de sterren dat ruim 366 maal. De sterredag is dus iets minder dan 4 minuten korter dan de zonnedag. Voor de astronomen is de sterredag, door zijn steeds constante lengte de ideale tijdsmaat. De zonnedag die voor het burgerlijk leven toonaangevend is, heeft deze mooie eigenschap niet: hij is niet steeds even lang, in de eerste plaats omdat de beweging van de zon langs de dierenriem ongelijkmatig is (ze is in de zomer iets langer dan in de winter), maar ook omdat haar beweging door de helling van de ecliptica niet parallel met de hemelequator plaats vindt, zoals de dagelijkse beweging van de vaste sterren.

Deze beide factoren dwingen ons er tegenwoordig toe een gemiddelde zonnedag van gelijkblijvende duur als burgerlijke tijdseenheid te gebruiken; de ware zonnedag is daarbij vergeleken of iets langer of iets korter. Dit heeft tot gevolg, dat een zonnewijzer, die altijd de ware zonnetijd aangeeft, vergeleken met de gemiddelde zonnetijd maximaal een kwartier voor of achter kan lopen. In de oudheid en zelfs tot in de late middeleeuwen, had men er geen behoefte aan met deze verschillen rekening te houden. Dit werd pas noodzakelijk na de uitvinding van de gelijkmatig lopende rader en slingeruurwerken, die een navigatie instrument waren.

De bewegingen van de maan

Voor vele volkeren van de Oudheid, die als nomaden leefden, had de beweging van de maan in haar licht wisseling een grote betekenis. Ook de maan beweegt zich door de sterrenbeelden van de dierenriem, niet langs de ecliptica, maar langs een zeer gecompliceerde baan, die haar tot circa 5° noordelijk of zuidelijk van de ecliptica kan brengen. Zij doorloopt de dierenriem in ongeveer 27,3 dagen. Dit wil zeggen, ongeveer dertien maal zo snel als de zon en in dezelfde richting. Elke negenentwintig en een halve dag haalt ze de zon in en is onzichtbaar in de zonnestralen verborgen(nieuwe maan). Daartussen bereikt zij een plaats diametraal tegenover de zon en straalt dan als een geheel verlichte schijf (volle maan) aan de nachtelijke hemel. Korte tijd na de samenstand met de zon verschijnt de maan als een smalle sikkel aan de westelijke avondhemel.

Negenentwintig en een halve dag duurt de cyclus van de maangestalten en heeft bij de oude volkeren geleid tot het begrip “maand”.Tot op heden vinden wij bij de kalender van de joden en mohammedanen de echte maand van afwisselend 29 en 30 dagen, die begint met het verschijnen van de nieuwe maan aan de avondhemel. Denk maar eens aan de Ramadan.

Julius Caesar (100 - 44 voor onze tijdsrekening) heeft de jaarkalender tot de thans nog gebruikelijke lengte van de maanden ingevoerd. Hij heeft daarbij 12 maanden precies over een jaar verdeeld en de band tussen het begin van de maand en de maanbeweging geheel losgelaten.

De verduisteringen

Daar het baanvak van de maan een hoek van ongeveer 5° met de ecliptica maakt, zal de maan in het algemeen ten Noorden of ten Zuiden van de ecliptica staan. Maar ze zal deze tweemaal gedurende haar maandelijkse tocht langs de dierenriem overschrijden. De punten waarop deze overschrijding plaats heeft heten de knopen van de baan van de maan en die bij de doorgang van de maan door deze knopen en ook de zon zich op dezelfde plaats van de ecliptica bevindt, dan plaats de maan zich voor de (veel verdere) zon en bedekt die: er ontstaat een zonsverduistering. Staat echter de zon op dit tijd stipt diametraal tegenover de maan, dus in de andere knoop van de maanbaan, dan bevindt de maan zich in de schaduw van de aarde en spreken we van een maansverduistering.

Het van tevoren berekenen van de verduisteringen was in de oudheid een van de belangrijkste taken van de astronomie, en de astronomen uit die tijd hebben er veel moeite en scherpzinnigheid aanbesteed om de wetmatigheid in de volgorde en terugkeer van de verduisteringen te ontdekken.

Als de baan van de maan een vaste cirkel aan de hemel was, zoals de ecliptica, en aldus de knopen van de maanbaan steeds op dezelfde plaatsen van de zonnebaan zouden liggen, zouden verduisteringen slechts kunnen optreden op twee bepaalde tijdstippen van het jaar, die een half jaar uit elkaar liggen. In werkelijkheid veranderen de knopen echter van plaats: ze lopen achterwaarts (dit wil zeggen in een van de zon beweging tegengestelde richting) in 18,6 jaar eenmaal de ecliptica rond. De verduistering tijdstippen lopen derhalve in dezelfde periode achterwaarts door de jaargetijden.

Ook de oude astronomen wisten reeds, dat de zon- en maansverduisteringen zich in een cyclus van 6585,3 dagen (dit wil zeggen iets meer dan 18 jaar) herhalen in dezelfde volgorde. Dit tijdperk noemt men de Sarosperiode,de maan bevindt zich dan niet alleen weer in dezelfde knoop van haar baan, maar ook in dezelfde belichtingsfase . Als dus op een bepaald ogenblik een verduistering heeft plaatsgevonden, dan kan men met grote zekerheid voorspellen, dat na afloop van de Saroscyclus de voorwaarden voor het optreden van een soortgelijke verduistering weer aanwezig zijn.

Aarde en maan

Dat de aarde bolvormig is, was de oude Grieken reeds vroeg bekend. Aristoteles (384-122 voor onze tijd srekening) spraken niet alleen over de bolvorm van de aarde, maar voerde er ook bewijzen voor aan, onder andere het feit, dat bij maansverduisteringen de aardschaduw altijd een cirkelvormige begrenzing heeft, hetgeen slechts mogelijk is als men uitgaat van de bolvorm van de aarde. Ongeveer 100 jaar later slaagden de Alexandrijnse geleerde Eratosthenes (276- 194 voor onze tijdsrekening) er in de omtrek van de aarde uit astronomische waarnemingen af te leiden: hij nam waar, dat de zon op haar hoogste stand ‘s middags in Alexandrië altijd zeven-en-een-halve een graad lager staat dan in het 5000 stadiën zuidelijker gelegen Seyene (het huidige Assoean). Omdat zeven-en-een-halve graad bijna precies het 50e deel is van de complete cirkel (360°), trok hij hier uit de conclusie, dat de omtrek van de aarde ook 50 maal zo groot was dan de afstand van 5000 stadiën dus 250.000 stadiën moest bedragen. Als wij de Griekse lengtemaat de stadie of stadion op 185 meter aanhouden (wat bij benadering wel juist zal zijn) dan komt men op een aardomtrek van 14.250 km. Deze waarden ligt ongeveer 15 % hoger dan de werkelijke veertigduizend kilometer.

De Grieken kenden dus de grote van de aarde al tamelijk nauwkeurig. Ook van de afstand tot de maan hadden ze reeds een tamelijk juiste voorstelling. Om de afstand van een niet al te ver verwijderd hemellichaam tot de aarde te meten, kan men de volgende, ook bij landmeting toegepaste driehoeksmeetkundige methode gebruiken: vanuit de eindpunten van een basislijn AB, waarvan de lengte bekend is , verschijnt het hemellichaam C punt in verschillende richtingen, op twee verschillende punten van de bol. Daar deze richtingen gemeten kunnen worden, kan men daar uit met de hulp van een bekende lengte AB alle elementen van de driehoek ABC berekenen en dus de onbekende afstanden AC of BC. Voor de maan kan men deze methode ongeveer als volgt gebruiken. Stel, dat voor de plaats A de maan aan de horizon staat, voor plaats B in het zenith. dan is het verschil P tussenbeide richtingen AC en BC gelijk aan de hoek van de maan en de aardstraal AM gezien zou worden. In de rechthoekige driehoek AMC is uit de ons bekende lengte van de aardstraal en de gemeten hoek P. (de horizontale parallax van de maan) de afstand en C punt van de maan tot het middelpunt van de aarde gemakkelijk te berekenen. De waarneming en voorwaarden voor de berekening van de horizontale maandparallax waren voor de astronomen van de oudheid gemakkelijk te bereiken: In Noord-Afrika (Alexandrië in Egypte was een cultuurcentrum van de Griekse wereld) komt het herhaaldelijk voor, dat de maan op haar dagelijkse baan het zenith nadert. Indien men dus de plaatsen van de maan aan de hemelbol (door meting van de afstand tot heldere vaste sterren en in de nabijheid van de maan)bij op en ondergang en bij het zenith bepaalt, dan verkrijgt men de parallellen tussen verschuiving P. Daar deze bij de maan zeer groot is, bijna 1°, kon men ook in de oudheid met de toen gebruikte primitieve instrumenten, dit zeer nauwkeurig berekenen. De waarde, door de astronomen van de oudheid opgegeven voor de gemiddelde afstand van de maan (59 maal de aardstraal) verschilt slechts weinig van de moderne waarden (60,2 maal de aardstraal).Ook heeft men in de oudheid herhaaldelijk getracht de afstand van de zon tot de aarde te berekenen, maar met gering succes, daar de zonparallax veel te klein is om gemeten te worden met de destijds gebruikte, onvolmaakte instrumenten. Ptolemaeus(ongeveer 140 na het begin van onze tijdsrekening) vermeldt zijn ‘Almagest’, dat de zon negentien maal zo ver van de aarde verwijderd is als de maan deze schatting is ongeveer twintigmaal te laag.

De planeten

Buiten de zon en de maan kende men in de oudheid nog vijf sterachtige hemellichamen, die eveneens van plaats veranderden ten opzichten van de vaste sterren: de planeten Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus. Ook zij bewegen in zich langs de dierenriem en blijven steeds dicht bij de ecliptica. Ze bewegen zich in het algemeen in dezelfde richting als de zon en maan, dus van het Westen naar het Oosten, maar op tijdstippen met regelmatige tussenpozen staan ze stil, bewegen zich dan een tijdlang in tegengestelde richting om pas daarna hun bewegingsrichting te hernemen. Daar zij bovendien nu eens ten noorden en dan weer ten zuiden van de ecliptica staan krijgen hun banen de vorm van lussen. De astronomen van de oudheid hebben zich veel moeite getroost om deze merkwaardige beweging gevormd door een mechanisme te verklaren. Omstreeks het jaar 150 heeft Claudius Ptolemaeus van Alexandrië in een groot werk (dat eeuwen later door de Arabieren onder de titel ‘Almagest' eerst in het Arabisch werd vertaald en in deze vorm voor het nageslacht bewaard bleef) de gehele astronomische kennis van zijn tijd samengevat. Dit boek, dat bijna 1500 jaar lang het standaardwerk voor sterrenkunde was, bevat ook een uitgebreide theorie van de planetenbeweging en tabellen voor het voor lange tijden vooruit berekenen van de plaatsen die de zon, de maan en de planeten in de toekomst zullen innemen. De antieke astronomie berust op twee grondstellingen:

1. De aarde staat vast in het middelpunt der om de hemel als draaiende bol der vaste sterren.
2. De beweging van de dwaalsterren (de zon, maan, planeten) is een eenparige cirkelbeweging of laat zich uit dergelijke beweging samenstellen. Voor de beweging van de zon is de zon beweging daardoor nu eens sneller, dan weer langzamer.

De planeet beweging stelde Ptolemaeus zich schematisch als volgt voor: een denkbeeldig punt M beweegt zich langs een excentrische cirkel, de deferent, om de aarde A. de planeet P beweegt zich een paar weg langs een kleinere cirkel (de epicykel),om M. door het middelpunt van de epicykel M loopt daarbij op de deferent niet met constante snelheid rond, maar wordt vanuit een punt V, dat, ten opzichte van het middelpunt van de deferent, het spiegelbeeld van de aarde is,door een gelijkmatige draaiende voerstraal VM langs de deferent rondgeleid. Door de samenwerking van de beide eenparige periodieke bewegingen van de voerstraal om V en van de planeet op de epicykel wel ontstaat de waargenomen lusbeweging van de planeet. Voor de maan en bij de (bijzondere moeilijke) planeet Mercurius vond men speciale mechanisme uit.(Dit is een letterlijke vertaling uit de ‘Almagest’).

De precessie

Reeds Hipparchus van Nicea (190 - 125 voor onze tijdsrekening) had waargenomen, dat het lentepunt, het snijpunt van de hemelequator en de ecliptica, dat de zon bij het begin van de lente van het zuiden naar het noorden doorloopt, niet vaststaat tussen de sterren, en zich langzaam langs de ecliptica terug beweegt, dat wil zeggen in aan de zon beweging tegengestelde richting. door de vergelijking van zijn eigen waarnemingen met die uit vroegere eeuwen, kwam hij tot de conclusie, dat deze precessie van de dag - en nachteveningen een graad per 100 jaar bedraagt,zodat het lentepunt in 36.000 jaar eenmaal de gehele dierenriem door loopt. Als de zon in de hemelequator staat zijn dag en nacht even lang. Het lente- en herfstpunt van de ecliptica noemt men daarom ook wel de equinoxen, dit wil zeggen de dag- nachteveningen. Ptolemaeus nam deze waarden van de precessie van Hipparchus over , zonder te trachten deze door eigen waarnemingen te controleren. Wij weten thans dat de waarde van Hipparchus iets te laag is. De precessie bedraagt niet 36.000 jaar maar ongeveer 50 boogminuten per jaar, wat overeenkomt met een periode van niet helemaal 26.000 jaar. Ongeveer eens in de 2160 jaar gaat het lentepunt dus uit één van de 12 sterrenbeelden van de dierenriem in een ander over.

Ten tijden van Hipparchus lag het lentepunt nog in de Ram (Aries) wat nu nog door navigators “the firstpoint of Aries wordt genoemd” Sedertdien heeft het lentepunt het sterrenbeeld van de vissen doorlopen en in een niet verwijderde tijd zal het overgaan naar de Waterman. De precessie van het lentepunt heeft tot gevolg, dat de hemelequator (en de daardoor mede ook de hemelpolen) voortdurend langzaam van plaats verandert tussen de sterren. De Noordpool van de hemel die tegenwoordig heel dicht bij de Poolster (de helderste ster van het sterrenbeeld de kleine beer) ligt, beschrijft in 26000 jaar een cirkelvormige baan om de tussen de sterren nagenoeg vastliggende pool van de ecliptica in het sterrenbeeld de Draak,over ongeveer 12.000 jaar zal hij bij de zeer heldere ster Wega in de Lier zijn aangekomen, die dan de rol van de Poolster zal overnemen om de zeelieden of astronauten van de verre toekomst als richtpunt aan de hemel te dienen.

Bron: The Guidestar: http://www.astro-event-group.be (Lode Stevens)

Gerelateerde berichten

Lees ook: De lente-equinox
Lees ook: Verband tussen watertemperatuur en orkanen
Lees ook: Meer ammoniak in aardse atmosfeer dan gedacht
Lees ook: Astro-archeologie
Lees ook: Noordpoolijs dunner dan ooit, gat in ozonlaag weer groter
Lees ook: Begin van de herst

Bekijk alle berichten uit deze categorie.

desterren.net

Nieuws