Plaatsbepaling aan de hemelbol
Wie geniet er nou niet van een zonsondergang op een mooie heldere zomeravond? Terwijl de machtige zon zijn felheid verliest, neigt hij in een rode gloed langzaam naar de kim. In de avondgloed verschijnen de eerste sterren aan de hemel ten teken van de rust en de onvergankelijkheid die voor bepaalde tijd de plaats innemen van de drukte en haast van de dag. Het duurt niet lang of de hemel is bezaaid met lichtende punten, die roerloos aan de hemel staan. Sommige hebben een grote lichtsterkte, zoals de fonkelende Sirius laag bij de horizon, de 'avondster' Venus of de superreus Deneb. De sterren staan in karakteristieke groepjes bijeen, de sterrenbeelden zoals de Grote Beer, Orion, de Grote Hond, met de heldere Sirius, en de Zwaan, het sterrenbeeld waartoe Deneb behoort. Wanneer de nacht helder en maanloos is en de omgeving donker dan kun je een zwak lichtende strook zien die de hemel omspant, de Melkweg. Een enkele keer wordt de hemelse rust voor even verstoord door een vallende ster of een oplichtende satelliet die het nachtelijke zwerk doorkruist.
De nachtelijke hemel heeft door de eeuwen heen symbool gestaan voor een telkens wederkerende orde, de kosmische orde.
Wanneer we naar de sterrenhemel kijken, is het net alsof we tegen de binnenkant van een halve bol aankijken. Het grondvlak van deze halve bol wordt gevormd door het aardoppervlak waarop we staan, begrensd door de horizon die zich in een ver verwijderde cirkel rond ons uitstrekt. Waar de zon zojuist is ondergegaan is het nog wat lichter, dit is het westen. Recht boven ons bevindt zich een denkbeeldig punt, het zenit
De straal van de halve bol is onbepaald, we weten
immers niet hoe ver de horizon van ons verwijderd is.
Tegenwoordig weten we bij benadering de afstand tot
diverse sterren en we weten ook dat ze niet allemaal
op gelijke afstand aan een denkbeeldige hemelbol
bevestigd zijn. Het model van een dergelijke hemelbol stamt uit de tijd dat men nog wel geloofde in een
schil of sfeer die de aarde omhult. Bij dit oude geocentrische model van het heelal is zelfs sprake van
meerdere omhullende sferen. In een volgende paragraaf zullen we hier nog wat nader op in gaan.
Het idee van omhullende sferen is reeds drie eeuwen geleden door de wetenschap verworpen. Toch gebruiken we het model van een hemelbol nog steeds voor plaatsbepaling van verschijnselen aan de hemel. Op zich is dat niet zo verwonderlijk omdat de waarnemingen van deze verschijnselen over het algemeen worden verricht vanuit de aarde als centrum. De waarnemer - de sterrenkundige, de natuurvriend of de astroloog - wil in eerste instantie weten in welke richting een hemelobject waargenomen kan worden. De afstand tot het object is vaak pas in tweede instantie van belang.
We gaan dus uit van een bol met de waarnemer als middelpunt, een waarnemingsbol. Uiteraard bevinden zich op de onderste helft van de hemelbol ook hemelobjecten, ook al kan de waarnemer ze niet beneden zijn horizon waarnemen. Het blijkt zinvol om de gehele bol te nemen van top (zenit) tot teen (nadir). Zolang een waarnemer zich op één vaste plek bevindt, is de richting van zijn zenit vast bepaald, evenals het vlak van zijn horizon. We noemen de denkbeeldige waarnemingsbol ook wel de rustende hemelbol.
| Het woord 'rustend' duidt erop dat de waarnemer in rust is. De objecten aan de hemel zijn echter geenszins in rust. Wanneer we een langdurige fotografische opname van een heldere hemel maken, blijkt dat de sterren zich in cirkelvormige banen langs de hemelbol bewegen. Al deze cirkelbanen hebben hetzelfde middelpunt, de plaats waar de poolster zichtbaar is. Een deel van de sterren beschrijft banen die altijd boven de horizon blijven. Dit zijn de zogenaamde circumpolaire sterren. Het hoogste punt dat ze aan de hemel bereiken wordt wel de culminatie of het culminatiepunt genoemd. Andere sterren, die lager aan de hemel staan, komen achter de horizon vandaan, klimmen naar hun culminatie, dalen vervolgens en verdwijnen op een gegeven moment weer achter de horizon. De beweging van de sterren vlak boven de horizon is in westelijke richting. Voor de plaatsbepaling van hemelobjecten is dit lastig. Op de rustende hemelbol nemen de sterren en de karakteristieke sterrenbeelden geen vaste plaats in. Hun plaats blijkt afhankelijk van de tijd te zijn en wel zo dat ze iedere nacht ongeveer 4 minuten eerder op dezelfde positie aanbeland zijn. |
 |
||||||||||||||||||
| Al vroeg is men op het idee gekomen dat er niet
alleen sprake is van bewegende sterren, maar dat de
hemelbol in zijn geheel wentelt. De bol, met daarop
alle sterren bevestigd, wentelt om de hemel-as, een
denkbeeldige as door de poolster en het midden van
de aarde. Met andere woorden, om de rustende hemelbol kan een tweede bol gedacht worden, concentrisch maar nu wentelend. En op deze wentelende
hemelbol nemen de sterren en sterrenbeelden op een
enkele uitzondering na, een vast plaats in. De hoek P die de hemel-as met het vlak van de horizon maakt, wordt de poolshoogte genoemd. Deze bedraagt in Nederland ongeveer 52o.
|
 |
||||||||||||||||||
|
De hemel-as snijdt beide hemelbollen in de noordelijke en de zuidelijke hemelpool. De sterren beschrijven over de rustende hemelbol cirkelvormige sterrenbanen rond de hemel-as. In de figuur hiernaast zijn
schematisch de banen van Sirius en Deneb weergegeven. Eenvoudig is in te zien dat
Deneb vanuit Nederland gezien circumpolair is, terwijl de baan van
Sirius voor het grootste gedeelte onder de horizon
door loopt.
Het vlak door de waarnemer dat loodrecht op de hemel-as staat, snijdt de hemelbol in de hemelequator. Een waarnemer ziet de ster Deneb voortdurend onder een vaste hoek ten opzichte van dit vlak. Deze hoek, de declinatie, bedraagt voor Deneb 45o. Aangezien Sirius een baan beneden de hemelequator doorloopt is zijn declinatie negatief: -17o.
|
 |
||||||||||||||||||
| Zoals gezegd hebben vrijwel alle hemellichamen hun vaste plaats op de wentelende hemelbol. Dankzij dit feit zijn de sterrenbeelden te herkennen. De Grote Beer zag er in de vorige eeuw net zo uit als nu en zijn positie ten opzichte van de andere sterrenbeelden is ook vrijwel onveranderd. De wentelende hemelbol is dus min of meer op te vatten als een bolvormige 'landkaart' van de sterren. Er zijn echter een paar hemellichamen die voortdurend van positie veranderen: de zon, de maan en de planeten. De plaats van de zon op de wentelende hemelbol is te bepalen, hoewel dit wat lastig is, immers bij daglicht kun je de hemelbol niet zien. Het blijkt dat de zon ieder etmaal ongeveer 1o in positie achter loopt ten opzichte van de vaste sterren. Ieder moment valt de plaats van de zon dus samen met een andere positie op de 'landkaart' van de sterren. Op de wentelende hemelbol doorloopt hij in ongeveer 365 dagen een volledige cirkel in teruggaande richting. Deze cirkelbaan noemt men ook wel de ecliptica. In de figuur hierboven is zowel de ecliptica als de positie van een aantal sterren op de wentelende hemelbol afgebeeld. Een viertal punten op de ecliptica geven de positie van de zon weer op 22 december, 21 maart, 22 juni en 23 september, respectievelijk het winterpunt, het lentepunt, het zomerpunt en het herfstpunt. Lentepunt en herfstpunt zijn de snijpunten van de ecliptica en de hemelequator. Het lentepunt speelt een rol bij de plaatsbepaling van de sterren aan de hemelbol. (Dit punt op de equator kan ook gevonden worden door een denkbeeldige pijl te trekken vanuit de poolster door de sterren ß-Cassiopeiae en ß-Andromedae.) |
 |
||||||||||||||||||
|
Plaatsbepaling op de wentelende hemelbol lijkt op geografische plaatsbepaling op de aardbol. Plaatsen worden hierbij
aangegeven met hun geografische coördinaten, de zogenaamde breedten en lengten. Amsterdam heeft als coördinaten 52o21' N en 4o50' O (2). De eerste coördinaat, de noorderbreedte, geeft aan hoe ver Amsterdam ten noorden van de evenaar ligt. De tweede geografische coördinaat geeft aan op welke oosterlengte Amsterdam ligt. Zoals je vast wel weet, heeft men voor deze plaatsaanduiding de evenaar in 360o verdeeld, 180o oosterlengte en 180o westerlengte. De meridiaan over Greenwich is de plaats op aarde met lengte 0o. Amsterdam ligt dus bijna 5o ten oosten van de Greenwich-meridiaan.
|
 |
||||||||||||||||||
| Een dergelijke plaatsaanduiding bestaat er ook voor de wentelende hemelbol. We zagen al de
declinatie. Deze geeft de hoogte ten opzichte de hemelequator aan en is als zodanig te vergelijken
met de noorderbreedte. Verder is de hemelequator in 360o verdeeld, waarbij 0o overeenkomt met het
lentepunt. Vanaf dit punt geschiedt de verdeling in graden in de richting van het zomerpunt (3). Deze
plaatsaanduiding heet de rechte klimming. Alle punten met dezelfde rechte klimming kunnen
verbonden worden met halve cirkels die van hemelpool naar hemelpool lopen. Net zoals in de
geografie worden deze halve cirkels meridianen genoemd. Al met al hebben we nu met de declinatie en de rechte klimming een coördinatenpaar waarmee we de positie aan de hemel kunnen aanduiden. Een paar voorbeelden zie je hiernaast
|
|
Opmerkingen.
| Dit komt onder andere omdat de rotatie-as van de aarde geleidelijk aan van richting verandert. Momenteel wijst de as in de richting van de Poolster en dat zal die over ongeveer 26000 jaar weer doen. Maar in de tussentijd maakt de as zelf langzaam wentelende beweging. Een denkbeeldige pijl in het verlengde van de as beschrijft een cirkel waarvan de straal overeen komt met een booghoek van ca. 23,5o. In het jaar 14000 n Chr zal de ster Wega de noordelijke hemelpool zijn. En in 2000 v Chr was het α-Draconis. Dit verschijnsel waarbij de rotatie-as een tollende beweging maakt, noemt men ook wel precessie. |
 |
| Ze bevinden
zich in een schijnbaar eindeloos heelal op verschillende afstanden.
Enkele voorbeelden zie je hiernaast. Ter vergelijking, de afstand van de zon tot de aarde bedraagt ongeveer 150.106 km! |
|
De sterren blijken zich over het algemeen ten opzichte van de aarde te bewegen. Nu is dit niet zo verwonderlijk, omdat de aarde zelf met een flinke snelheid om de zon draait in een vrijwel cirkelvormige baan, dus ten opzichte van de 'vaste sterren' met heen en weer gaande beweging. Beweging is in de ruimte relatief. De aarde beweegt zich ten opzichte van de vaste sterren. Maar de vaste sterren bewegen zelf ook ten opzichte van de zon en ons zonnestelsel. De snelheid waarmee ze bewegen heet ook wel de vluchtsnelheid. Wanneer een ster zich in de kijkrichting vanaf de aarde verwijdert, dan is zijn verplaatsing niet waar te nemen aan de hemelbol. De stip blijft op zijn plaats. Maar wanneer de bewegingsrichting enigszins afwijkt van de kijkrichting van de waarnemer, dan is op de lange duur zijn verplaatsing aan de hemelbol (PP') wel te ontdekken. Zijn snelheid is te ontbinden in twee componenten, één in de kijkrichting (de radiële snelheid) en één daar loodrecht op (de transversale snelheid). De transversale snelheid zorgt voor de verplaatsing op de hemelbol.
Al in 134 v Chr heeft Hipparchos van Nicea een nauwkeurige catalogus samengesteld met daarin de positie van zo'n 1000 sterren aan de hemelbol. Vergelijking met een hedendaagse catalogus leert bijvoorbeeld dat de ster Sirius in de tussenliggende 2000 jaar ongeveer 1,5o van positie is veranderd, hetgeen overeenkomt met een jaarlijkse verplaatsing van 1,35" op de hemelbol (ter vergelijking: de breedte van de volle maan komt overeen met ca. 1o).
| Het blijkt dat de maan en alle planeten, met uitzondering van Pluto, in een smalle strook van circa 8o aan weerszijden van de ecliptica langs de wentelende hemelbol bewegen. In deze strook bevinden zich ook twaalf vaste sterrenbeelden met dierennamen, vandaar de naam dierenriem. De planeten bewegen zich op onregelmatige wijze door de dierenriem, nu eens versneld, dan weer vertraagd en soms zelfs even terugkerend. De vreemde baan van deze 'reizende sterren' heeft men in het tijdperk van het geocentrische wereldbeeld met moeite kunnen verklaren. De waarneming van de posities van de planeten is mede de oorzaak geweest van de ingrijpende revolutie in het wereldbeeld die in de zestiende eeuw plaats heeft gevonden. We zullen dat in de volgende hoofdstukken zien. |
 |
2 In de astronomie en de geografie wordt de graad gebruikt als eenheid voor de grootte van een hoek. Tegelijkertijd wordt de graad gebruikt om een verschil in positie aan de hemelbol en op de wereldbol aan te geven. De graad is onder te verdelen in minuten en seconden: 1o = 60' = 3600". (terug)
3 Dikwijls wordt de hemelequator niet in 360o verdeeld maar in 24 uren. Het lentepunt komt dan overeen met 24u. (terug)
4 In feite is Sirius een zogenaamde dubbelster, een stelsel van twee om elkaar heen draaiende sterren. De omlooptijd bedraagt 50 jaar. De heldere Sirius-A is met het blote oog waar te nemen, terwijl zijn begeleider, Sirius-B, slechts gedurende bepaalde perioden met een goede telescoop te zien is. Sirius-B is een zogenaamde witte dwerg, een opgebrande, sterk verdichte ster. Als we praten over Sirius, dan hebben we het over het algemeen over Sirius-A. (terug)